クエーサーのクエイアサンプルにおける宇宙双極子: ベイズ分析
| Title |
The_Cosmic_Dipole_in_the_Quaia_Sample_of_Quasars:_A_Bayesian_Analysis |
| Authors |
Vasudev_Mittal,_Oliver_T._Oayda_and_Geraint_F._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14938 |
我々は、宇宙論的原理のテストとして、130万個のクエーサーからなるクエイアサンプルのベイズ分析を提示します。この原理は、宇宙が十分に大きなスケールでは均質かつ等方性であると仮定し、一般的な宇宙論モデルの基礎を形成しています。しかし、クェーサーサンプルの最近の分析では、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の推定される運動学的双極子と矛盾する物質双極子が発見され、これは宇宙原理の期待との緊張関係を表している。今回、我々はクエイアにおけるクエーサーの分布に関するさまざまな仮説を調査し、サンプルが銀河面近くの重大な汚染による選択効果の影響を受けていることを発見した。これらの領域を切除した後、予想される振幅と方向の両方の点で、Quaiaクエーサー双極子がCMB双極子と一致しているという重要な証拠が見つかりました。この結果は、宇宙論的原理と、観測された双極子がハッブル流からの局所的な離脱によるものであるという解釈を支持する最近の分析と矛盾しています。
再電離時代の観測による宇宙論的初期密度場の再構築
| Title |
Reconstruction_of_Cosmological_Initial_Density_Field_with_Observations_from_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Meng_Zhou,_Yi_Mao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14940 |
初期密度分布は、宇宙論的な密度変動の完全な進化を理解するための基礎を提供します。私たちの局所宇宙の再構成には大容量の銀河調査の観測が利用されますが、高赤方偏移銀河の観測は狭い視野で実行されるため、再構成にはほとんど使用できません。ここで我々は、再電離時代のHI21cmとCO線強度マップを使用して初期密度場を再構成することを提案します。これら2つの強度マップの観測により、密度場の補完的な情報が得られます。HI21cmフィールドは中性領域の物質分布の代用であるのに対し、CO線強度マップは高密度の星形成領域に敏感です。再電離源をホストします。技術的には、共役勾配法を採用し、強度マッピング観測のコスト関数を最小化するための機構を開発します。コスト関数の勾配の解析式は明示的に導出されます。再電離のすべての段階でrms誤差$\lesssim7\%$を伴う再電離の半数値シミュレーションを使用して、再シミュレートされた強度マップが模擬観測の入力マップと一致することを示します。この再構成は、標準偏差の$\lesssim1\%$レベルのノイズが各マップに適用された場合にも、同じレベルの精度でロバストです。私たちの概念実証作業は、再構成法のロバスト性を実証し、それによって高赤方偏移観測から宇宙論的初期密度分布を再構成する効果的な手法を提供します。
単一フィールドインフレーションのMST-EFTのためのパルサータイミングアレイによって生成された$w$-SIGWにおけるPBH過剰生成のもつれの解明
| Title |
Untangling_PBH_overproduction_in_$w$-SIGWs_generated_by_Pulsar_Timing_Arrays_for_MST-EFT_of_single_field_inflation |
| Authors |
Sayantan_Choudhury,_Kritartha_Dey,_Ahaskar_Karde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15065 |
私たちの研究は、PBHの過剰生産問題の現状を解明するために、複数の急激な遷移(MST)を伴う単一フィールドインフレーションの文脈内で、状態方程式(EoS)パラメーター$w$が果たす重要な役割を強調しています。パルサータイミングアレイ(PTA)コラボレーションによってリリースされた最近のデータを説明するために、依然として最も有利なEoSパラメーターの広い間隔の状況を調べます。私たちの分析では、区間$0.2\leqw\leq1/3$がPTA信号のSIGW解釈からの最も許容可能なウィンドウであり、かなりの量のPBHが存在する場合$f_{\rmPBH}\in(10^{-3},1)$、が観察されます。また、宇宙の初期段階を説明し、過剰生産問題に対処するための最良のシナリオとなる$w=1/3$、つまり放射線が支配的な時代も得られます。$1\leqc_{s}\leq1.17$の範囲内で、振幅が摂動基準に従いながら、EoSに依存するスカラー誘起重力波($w$-SIGW)はNANOGrav-15データと一致します。$c_{s}=1\;{\rmと}\;1.17$の両方で作業すると、$c_{s}=1.17$の場合が大質量PBH、$M_{\rmPBH}\の生成に適していることがわかります。sim{\calO}(10^{-6}-10^{-3})M_{\odot}$は、マイクロレンズ実験から得られる制約の後、かなりの量を有する潜在的な暗黒物質候補として挙げられます。
JWST における非標準冷暗黒物質モデルと強化された初期銀河形成に対する球面崩壊アプローチ
| Title |
Spherical_Collapse_Approach_for_Non-standard_Cold_Dark_Matter_Models_and_Enhanced_Early_Galaxy_Formation_in_JWST |
| Authors |
Zahra_Davari,_Amjad_Ashoorioon_and_Kazem_Rezazadeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15083 |
私たちは、球面崩壊アプローチを使用して、1つは定数、もう1つは時間依存の、異なる非ゼロの状態方程式を持つ2つの代替ダークマターモデルの非線形領域への影響を調べます。具体的には、非相対論的成分の崩壊とビリアルの過剰密度に対する線密度閾値への影響を分析することにより、これらのモデルを標準的な冷暗黒物質(CDM)と比較します。さらに、銀河団の数に似た、崩壊した物体、つまり暗黒物質のハローの数も調査します。最後に、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）による最近の発見は、より高い赤方偏移でより効率的な初期銀河形成の可能性を示していることを踏まえて、代替の暗黒物質仮定が初期における構造形成効率をどのように高めることができるかを研究してきました。
超新星 Ia を通じてハッブルの一定の張力に新たな光を当てる
| Title |
Shedding_new_light_on_the_Hubble_constant_tension_through_Supernovae_Ia |
| Authors |
Maria_Giovanna_Dainotti,_Biagio_De_Simone,_Giovanni_Montani,_Malgorzata_Bogdan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15188 |
標準的な宇宙論モデルである$\Lambda$CDMモデルは、私たちの宇宙を記述するのに最も適しています。この枠組みは宇宙の加速膨張段階を説明できますが、観測との比較に関しては未解決の問題を免れないわけではありません。最も重要な問題の1つは、いわゆるハッブル定数($H_0$)張力です。つまり、局所的に推定された$H_0$の値と、最後の星から測定された宇宙論的な値との間には、平均として約$5\sigma$の差があります。散乱面。この張力の値は、使用するデータに応じて4から6$\sigma$まで変化します。現在の分析では、SNeIaの\textit{Pantheon}サンプル(PS)の$H_0$張力を調査しています。PSを3および4のビンに分割することにより、各ビンの$H_0$の値が推定され、すべての値が赤方偏移($z$)の減少関数に適合されます。注目すべきことに、$H_0$は$z$とともにゆっくりと減少進化し、$5.8\sigma$まではゼロと互換性のある進化係数を持っています。この傾向が隠れた天体物理学的バイアスや$z$選択効果によって引き起こされていないのであれば、$f(R)$修正重力理論はそのような傾向を説明する有効なモデルとなる。
銀河サーベイとCMB重力レンズ潜在力の間のトモグラフィー相互相関 -- 赤方偏移ビンの不一致の影響
| Title |
Tomographic_cross-correlations_between_galaxy_surveys_and_CMB_gravitational_lensing_potential_--_impact_of_redshift_bin_mismatch |
| Authors |
Chandra_Shekhar_Saraf_and_Pawel_Bielewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15261 |
今後の大規模構造物の調査では、空の約半分をカバーする広い範囲が使用され、観測深度が大幅に増加します。これらの調査により、CMB重力レンズ効果と狭い赤方偏移ビンに分割された銀河調査の間の相互相関を実行して、赤方偏移による宇宙論的パラメーターの進化をマッピングできるようになります。断層撮影相互相関測定における測光赤方偏移誤差による物体の赤方偏移ビンの不一致の影響を研究する。\texttt{FLASK}コードを使用して、LSST銀河調査と\textit{Planck}CMBレンズ収束のモンテカルロシミュレーションを作成します。対数正規場をシミュレートし、ガウス測光赤方偏移誤差を使用して銀河を$9$赤方偏移ビンに分割します。パラメータを推定するには、CMBレンズの角度パワースペクトルと銀河密度コントラストフィールドおよび最尤推定法を使用します。$\sigma(z)=0.02(1+z)$の標準偏差を持つ単純なガウス誤差であっても、断層撮影ビン内の銀河の自動出力スペクトルは$2-15\%$の間で変動するオフセットを受けることを示します。銀河クラスタリングとCMBレンズの間の推定クロスパワースペクトルにも偏りがあり、$<5\%$という小さな偏差が生じます。結果として、$\sigma_{8}$パラメーターは、オブジェクトの赤方偏移ビンの不一致により、$0.2-1.2\,\sigma$の間の偏差を示します。オブジェクトの赤方偏移ビンの不一致を補正するために、散乱行列アプローチ(arXiv:0910.4181)に基づいた計算的に高速で堅牢な方法を提案します。銀河の線形バイアス、相互相関の振幅、$\sigma_{8}$などの断層撮影研究におけるパラメータの推定には、天体の赤方偏移ビンの不一致によりバイアスがかかります。これらのパラメータの偏りは、散乱行列アプローチによって軽減されます。
超高密度暗黒物質ハローのより現実的な質量関数を目指して
| Title |
Toward_More_Realistic_Mass_Functions_For_Ultradense_Dark_Matter_Halos |
| Authors |
Saeed_Fakhry,_Marzieh_Farhang,_Antonino_Del_Popolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15307 |
超高密度暗黒物質ハロー(UDMH)は、原始ブラックホール(PBH)と並んで、増幅された原始摂動から形成されたと考えられる高濃度の暗黒物質です。この研究では、UDMHの存在量を計算し、解析にさまざまな物理的および幾何学的変更を含めることによってこれらのハローの形成プロセスを詳細に調べることで、以前の研究を改良しました。特に、UDMHの予測質量関数に対する角運動量、動摩擦、三軸崩壊の影響を調査します。我々は、広い質量範囲での（PBHおよび）UDHMの形成を可能にする、異なる増幅された特徴を備えた4つの原始パワースペクトルの計算を実行します。これらのより現実的な物理的変更が存在すると、UDMHの存在量が顕著に増加することがわかりました。この結果をPBHの現在の観測限界と比較すると、詳細は原始パワースペクトルに依存しますが、広い質量範囲でUDMHの数がPBHを大幅に上回ることが予想されることも意味します。
重力に束縛された宇宙構造を特定するための適応型友達の友達アルゴリズム
| Title |
Adaptive_friends-of-friends_algorithm_for_identifying_gravitationally_bound_cosmological_structures |
| Authors |
Prateek_Gupta_and_Surajit_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15468 |
現在の宇宙は、物質が過密な領域と過小な領域のネットワークであることが判明しています。現在までのところ、この宇宙の全体像は、宇宙論的な大容量シミュレーションと大規模な銀河赤方偏移調査によって最もよく明らかにされており、そこで最も重要なステップは構造を適切に特定することです。これまでのところ、これらの構造は、主にフレンズ・オブ・フレンズ(FoF)または球面過密(SO)アルゴリズムに基づいたさまざまなグループ検索コードを使用して識別されています。主な目的は重力で束縛された構造を特定することですが、驚くべきことに、これらのコードでは質量情報がほとんど効果的に使用されていません。さらに、これまでに使用されている方法は、過剰密度を制限するか、実際の非構造化ジオメトリのみを使用します。これらは構造と質量の情報を正確に決定するための重要な要素であるにもかかわらず、グループ化アルゴリズムを策定する際にこれらの重要なパラメーターを一緒に考慮する試みはこれまでほとんど行われていませんでした。この論文では、上記のすべての関連機能を処理し、物理量、主に質量と総エネルギー情報によって束縛構造を保証する、提案したアルゴリズムを紹介します。私たちは、要素の個々の重力に応じて各要素の物理的に適切なアーム長という新しい概念を導入し、要素の固有のペアごとに異なるリンク長を導き出しました。したがって、この提案されたアルゴリズムは、重力に束縛された実際の非構造化ジオメトリを捕捉できるだけでなく、物理的に動機づけられた事前定義された密度閾値内で大まかに識別できるという、根本的に新しいものです。このようなことは、従来の通常のFoFまたはSOベースの方法では同時に達成できませんでした。また、大容量の宇宙論的シミュレーションと銀河赤方偏移調査の両方から構造を適切に特定するコードのユニークな能力も実証します。
SimSIMS: 数千の潜在変数を使用したシミュレーションベースの超新星 Ia モデル選択
| Title |
SimSIMS:_Simulation-based_Supernova_Ia_Model_Selection_with_thousands_of_latent_variables |
| Authors |
Konstantin_Karchev,_Roberto_Trotta,_Christoph_Weniger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15650 |
我々は、SNIa分析に適用されるシミュレーションベースの神経分類を介した原則的なベイジアンモデルの比較を示します。現実的にシミュレートされたSNIa光度曲線データに対するアプローチを検証し、4000を超える潜在変数を周辺化しながら事後モデル確率を回復する能力を実証します。私たちの手法の償却特性により、シミュレートされたデータの真のパラメーターに対するベイズ因子の依存性を調査することができ、入れ子になったモデルに対するオッカムの剃刀を実証できます。カーネギー超新星プロジェクトからの86個の低赤方偏移SNaeIaのサンプルに適用した場合、私たちの方法は、単一のダスト則を持ち、ホスト質量によるマグニチュードステップのないモデルを優先し、オッズのある低質量ホストと高質量ホストに対する異なるダスト則を嫌います。100:1を超えます。
高速電波バーストのレンズ効果を利用して、原始曲率摂動を小規模スケールで探索する
| Title |
Exploring_primordial_curvature_perturbation_on_small_scales_with_the_lensing_effect_of_fast_radio_bursts |
| Authors |
Huan_Zhou,_Zhengxiang_Li,_and_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15848 |
宇宙マイクロ波背景放射などの宇宙論的観測では、より大きなスケールでの原始曲率摂動のスペクトルが正確に測定されていますが、より小さなスケールではまだ十分に制約されていません。原始ブラックホール(PBH)は、原始密度摂動の重力崩壊を通じて宇宙の極初期に形成される可能性があるため、PBHに対する制約は原始ゆらぎに関する多くの情報をコード化する可能性があります。この研究では、まず単色の質量分布によるPBH制約を拡張された質量分布に適用するためのレンズ効果の簡単な式を導出します。次に、この関係を使用して最新の高速電波バースト観測を調査し、2種類の原始曲率摂動モデルを小規模に制約します。現在利用可能な観測におけるレンズ付き高速電波バーストのヌルサーチ結果から、原始曲率摂動の振幅は$10^5-10^のスケール領域で$8\times10^{-2}$未満になるはずであることを示唆しています。6~\rmMpc^{-1}$。これは、LIGO-Virgo-KAGRAおよび将来のアインシュタイン望遠鏡または宇宙探査機によって検出されるバイナリブラックホールに関連する興味深い質量範囲に対応します。
| Title |
A_precise_symbolic_emulator_of_the_linear_matter_power_spectrum |
| Authors |
Deaglan_J._Bartlett,_Lukas_Kammerer,_Gabriel_Kronberger,_Harry_Desmond,_Pedro_G._Ferreira,_Benjamin_D._Wandelt,_Bogdan_Burlacu,_David_Alonso_and_Matteo_Zennaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15865 |
宇宙論的パラメータの関数として物質パワースペクトル$P(k)$を計算することは、宇宙論的解析では法外に遅くなる可能性があるため、この計算をエミュレートすることが望ましいです。以前の分析的近似は最新のアプリケーションには十分な精度がないため、ブラックボックスの解釈不可能なエミュレータがよく使用されます。私たちは、効率的な遺伝的プログラミングベースのシンボリック回帰フレームワークを利用して、パワースペクトルと$\sigma_8$を近似できる潜在的な数式の空間を探索します。$P(k)$の既存の低精度フィッティング関数とボルツマン方程式を解くことで得られる関数との比率を学習し、この初期の近似を動機付けた物理学を引き続き組み込みます。$k=9\times10^{-3}-9\,h{\rm\,Mpc^{-1}}$の間で二乗平均二乗分数誤差が0.2%になる線形パワースペクトルの解析近似を取得します。および広範囲の宇宙論的パラメーターにわたって、表現内のさまざまな用語の物理的解釈を提供します。また、$\sigma_8$の単純な解析近似も同様の精度で提供します。同じ宇宙論の範囲で評価した場合、二乗平均平方根分数誤差はわずか0.4%です。この関数は、必要に応じて、$\sigma_8$およびその他の宇宙論的パラメーターの関数として$A_{\rms}$を取得するために簡単に反転できます。深層学習技術に頼ることなく、現在および将来の宇宙論的解析に必要な精度で一見複雑な関数の記号的近似を取得することが可能であり、ブラックボックスの性質や多数のパラメーターを回避できます。私たちのエミュレータは、数値近似を構築するコードが古くなった後も長期間使用できます。
コズミックウェブ環境による大量再構成とノイズ低減
銀河のクラスタリングとその初期条件との関係は、宇宙論について学ぶための主要な手段です。しかし、銀河とその根底にある物質場との間の確率性は、銀河クラスタリングの正確な測定にとって大きな制限となります。また、観測から宇宙論的な情報を取得するための正確な質量再構成も妨げられます。暗黒物質ハローの質量依存クラスタリングを使用して、この確率性を低減する最適な重み付けスキームを使用する取り組みが行われてきましたが、ハローの質量を正確に測定することが難しいため、観測への応用は困難です。ここでは、これが最適ではないことを示します。私たちは、ハローの宇宙ウェブ環境(空隙、シート、フィラメント、および結び目)が確率性を低減するための追加情報を提供することを実証します。環境情報のみを使用すると、クラスタリングのS/N比を約3倍に高めることができ、バリオン音響振動のスケールでのポアソンレベルよりも優れています。この改善は、ハローマス情報のみを使用した場合に匹敵します。環境とハローマスに関する情報は補完的です。それらを組み合わせると、信号対雑音比がさらに2～3倍増加します。宇宙の網に関する情報は、ハロー濃度や潮汐力などのハローの他の特性と相関があるため、これらは再構成の改善に役立つ最も支配的な要素の1つです。環境からの追加情報とハローの二次的特性は、主にハローの集合バイアスによるものであると考えられます。私たちの発見は、ハロー質量を超えた情報を使用した質量再構成とノイズ低減の新たな道を開きます。
NN バンドル法を宇宙論に適用: 計算時間の改善
| Title |
NN_bundle_method_applied_to_cosmology:_an_improvement_in_computational_times |
| Authors |
Augusto_T._Chantada,_Susana_J._Landau,_Pavlos_Protopapas,_Claudia_G._Sc\'occola,_Cecilia_Garraffo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15955 |
ここ数年で、天体物理学と宇宙論に合わせた機械学習手法の開発が大幅に進歩しました。開発されているさまざまな方法の中には、従来の数値ソルバーを使用せずに微分システムの解の束を取得できる方法があります。私たちは最近、これを宇宙論的シナリオに適用し、場合によっては推論プロセスの計算時間を短縮できることを示しました。この論文では、統計解析の計算時間を大幅に短縮するニューラルネットワークバンドル手法の改良点を紹介します。この方法の新規性は、Ia型超新星の光度距離を計算するためにニューラルネットワークバンドル法を使用することにあり、これは通常、数値的方法による積分によって計算されます。今回の研究では、この改善をスタロビンスキー$f(R)$モデルに適用しましたが、これは以前の研究で分析した$f(R)$モデルよりも統合が困難です。Pantheon+コンピレーションのIa型超新星と宇宙クロノメーターのデータを使用して統計解析を実行し、スタロビンスキーモデルの自由パラメーターの値を推定しました。新しい手法で実行された統計解析は、以前の研究で数値手法とニューラルネットワーク手法の両方を使用して実行された統計解析に比べて、必要な計算時間が短いことを示します。この時間の短縮は、この作業で扱うような難しい計算問題の場合により顕著になります。
回転する粒状発射体によって形成される衝突クレーター
| Title |
Impact_craters_formed_by_spinning_granular_projectiles |
| Authors |
Douglas_Daniel_de_Carvalho,_Nicolao_Cerqueira_Lima,_Erick_de_Moraes_Franklin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15026 |
凝集した物質の衝突によって形成されるクレーターは、小惑星が惑星や衛星に衝突するなど、自然界でよく観察されます。この論文では、発射体の回転と凝集がどのようにして異なるクレーター形状をもたらすかを調査します。そのために、さまざまな結合応力、初期スピン、初期高さに対して、凝集のない粒子に衝突する回転粒状発射体のDEM(離散要素法)計算を実行しました。結合応力が減少し、初期スピンが増加すると、発射体の粒子は衝突点からさらに遠くに広がり、その結果、クレーターの形状がより平坦になり、リムの周囲とクレーターの中心にピークが生じることがわかりました。私たちの結果は、発射体の物質の分散と、地球や他の惑星環境で見られるさまざまな形状のクレーターに光を当てました。
高精度衛星暦決定のための数学的モデリングと数値解法
| Title |
Mathematical_Modelling_and_a_Numerical_Solution_for_High_Precision_Satellite_Ephemeris_Determination |
| Authors |
Aravind_Gundakaram,_Abhirath_Sangala,_Aditya_Sai_Ellendula,_Prachi_Kansal,_Lanii_Lakshitaa,_Suchir_Reddy_Punuru,_Nethra_Naveen,_Sanjitha_Jaggumantri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15028 |
本論文では、地球を周回する衛星の高精度衛星軌道決定モデルを開発する。このモデルを解くには、Fehlbergの公式と適応ステップサイズ制御を備えた組み込み積分器のRunge-Kuttaクラスを使用して、2体システムを支配する微分運動方程式を数値的に積分する必要があります。この数学的モデルに含まれる関連する主要な摂動力は、全力重力場モデル、地球の大気抵抗、第三天体の重力効果、および太陽放射圧です。高精度モデルの開発には、地球の放射圧、地球の潮汐、相対論的効果などの摂動的な影響を考慮する必要がありました。次に、このモデルを実装して、高忠実度の地球周回衛星プロパゲータ、つまり衛星暦決定器(SED)を取得します。これは、一般的な高精度軌道プロパゲータ(HPOP)に匹敵します。SEDのアーキテクチャ、採用された方法論、および得られた数値結果が示されています。
フォボスの起源決定のためのバルク元素組成の混合モデル：MMX/MEGANE データの多変量解析
| Title |
Mixing_model_of_Phobos'_bulk_elemental_composition_for_the_determination_of_its_origin:_Multivariate_analysis_of_MMX/MEGANE_data |
| Authors |
Kaori_Hirata_(1_and_2),_Tomohiro_Usui_(1),_Ryuki_Hyodo_(1),_Hidenori_Genda_(3),_Ryota_Fukai_(1),_David_J._Lawrence_(4),_Nancy_L._Chabot_(4),_Patrick_N._Peplowski_(4),_Hiroki_Kusano_(5)_((1)_Institute_of_Space_and_Astronautical_Science_(ISAS),_Japan_Aerospace_Exploration_Agency_(JAXA),_Japan,_(2)_Department_of_Earth_and_Planetary_Science,_The_University_of_Tokyo,_Japan,_(3)_Earth-Life_Science_Institute_(ELSI),_Tokyo_Institute_of_Technology,_Japan,_(4)_The_Johns_Hopkins_University_Applied_Physics_Laboratory,_USA,_(5)_National_Institutes_for_Quantum_Science_and_Technology,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15676 |
火星の2つの衛星、フォボスとダイモスの形成過程は、小惑星の捕獲または火星への巨大衝突という2つの主要な競合する仮説で依然として議論されています。宇宙航空研究開発機構(JAXA)による火星衛星探査(MMX)ミッションでは、その起源を明らかにするために、MEGANEと呼ばれるガンマ線および中性子分光計でフォボスの元素組成を測定することが計画されています。この研究は、2つの形成仮説を仮定して、フォボスのバルク元素組成のモデルを提供します。混合モデルを用いて、多変量解析により地層仮説を判別するMEGANEデータ解析フローを確立しました。混合モデルは、火星からの物質と小惑星からの物質の2つの混合成分の線形混合としてMEGANEによって測定される6つの主要な親石元素(Fe、Si、O、Ca、Mg、およびTh)のフォボスの組成を表します。原始的な隕石の組成に代表されるように。インバージョン計算には、MEGANEの測定誤差($E_P$)の考慮が含まれており、特定のフォボス組成の混合比が導出され、それに基づいて形成仮説が判断されます。モデル化された組成の少なくとも65\%について、MEGANE測定により原点が一意に決定され($E_P$=30\%)、$E_P$が20\%から10\%に減少するにつれて、これは74\%から87\%に増加します。識別性能は$E_P$に依存しますが、MEGANEの現在の運用計画では、$E_P$に対する機器の性能が20～30\%と予測され、その結果、元の仮説間で~70\%の識別が行われます。MEGANEの観測により、捕捉された天体や衝突体の小惑星の種類を決定することもできます。MEGANEによる揮発性元素Kの測定や他のMMXリモートセンシング機器による観測など、他の測定値を追加することも、フォボスの起源を拘束するというMMXミッションの目標に貢献します。
SimAbを使用したWASP-77Abの惑星形成パラメータの取得
惑星の大気組成からは、それぞれの形成過程について独自の視点が得られます。最先端の天文台と技術により、惑星の形成を抑制するために使用できる大気組成に関する高精度のデータを提供できるようになりました。これに関連して、我々は、正確なC/Oと金属量の測定を提供したその大気の以前の観察に基づいて、WASP-77Abの形成に焦点を当てます。SimAb惑星形成シミュレーションを使用して、WASP-77Abの形成をモデル化します。我々は、円盤WASP-77Abの内部で2つの組成が形成されたと仮定します。1つは太陽の組成、もう1つはWASP-77Aの組成を表します。さらに、我々は惑星の移動に関する2つの異なるシナリオを検討し、WASP-77Abの組成を再現する可能性のある惑星形成経路を研究しました。この研究は、この惑星があまり多くの微惑星が降着しない円盤内で形成されたと予想されることを示している。さらに、最も可能性の高い移行シナリオは、惑星がCO氷線内でタイプIIの移動を開始し、水の氷線を超えて終了する、円盤を持たない移動であることを示します。
横方向に不均一な天体の潮汐を計算するスペクトル法
| Title |
A_Spectral_Method_to_Compute_the_Tides_of_Laterally-Heterogeneous_Bodies |
| Authors |
Marc_Rovira-Navarro,_Isamu_Matsuyama,_Alexander_Berne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15710 |
体の潮汐は惑星の内部に関する情報を明らかにし、その進化に影響を与えます。体内の潮汐を計算するほとんどのモデルは、球面対称の内部の仮定に依存しています。ただし、いくつかのプロセスにより、内部特性が横方向に変化する可能性があります。横方向に不均一な天体の潮汐応答を計算するための新しいスペクトル法を提案します。以前のスペクトル手法と比較して、私たちのアプローチは小振幅の横方向の変動に限定されません。有限要素コードと比較して、このアプローチは計算効率が高くなります。球面対称体の潮汐応答は潮汐力と同じ波長を持ちます。横方向の不均一性は、そのような変動の空間パターンに依存するスペクトルを持つ追加の潮汐反応を生成します。水星、月、イオの場合、この信号の振幅は$1\%-10\%$と同じくらい大きく、平均せん断弾性率$\sim10\%$よりも高い長波長せん断弾性率変動に対する主な潮汐応答です。エウロパ、ガニメデ、エンケラドゥスの場合、殻の厚さの変動が$50\%$であるため、木星の衛星とエンケラドゥスの平均殻の厚さは、それぞれ$\sim1\%$と$\sim10\%$の追加信号を引き起こす可能性があります。$\textit{BepiColombo}$や$\textit{JUICE}$などの将来のミッションでは、これらの信号が測定される可能性があります。粘度の横方向の変化は、潮汐加熱の分布に影響を与えます。これにより、潮汐活動が活発な天体の熱進化が促進され、活動領域の分布に影響を与える可能性があります。
乱流円盤におけるカオス的なタイプ I の移動
駆動乱流モデルを使用して降着円盤の全球流体力学シミュレーションを実行することで、乱流のレベルが上昇すると、これらの円盤に埋め込まれた低質量伴星に高度に確率的な移動トルクが誘発されることを実証しました。このシナリオは、原始惑星系円盤の重力乱流領域内を移動する惑星や、活動銀河核(AGN)降着円盤の郊外に埋め込まれた星やブラックホールに当てはまります。乱流レベルが低い場合、線形リンドブラッドトルクは確率的力の背景で持続し、その累積効果が比較的長いタイムスケールにわたって依然として支配的になる可能性があります。しかし、非常に強い乱流が存在すると、円盤に埋め込まれた伴星の周りの古典的な流れのパターンが破壊され、任意の長い時間スケールにわたって古典的なタイプI移動理論の予想からの大幅な逸脱につながります。私たちの発見は、乱流移動の確率的性質により、低質量伴星が従来の層流円盤の枠組み内の普遍的な移動トラップに単調に定着するのを防ぎ、その結果、以前に予想されていたよりも三体相互作用や階層的合体の頻度が減少する可能性があることを示唆しています。我々は、古典的マイグレーションからカオス的マイグレーションへの遷移質量比のスケーリング$q\propto\alpha_R$を提案します。ここで$\alpha_R$はレイノルズ粘性応力パラメータであり、関連するパラメータ空間にわたって広範なシミュレーションを実施することでさらにテストし、改良することができます。。
太陽系外惑星システムへの応用による、回転および進化する巨大惑星における潮汐散逸
| Title |
Tidal_dissipation_in_rotating_and_evolving_giant_planets_with_application_to_exoplanet_systems |
| Authors |
Yaroslav_A._Lazovik,_Adrian_J._Barker,_Nils_B._de_Vries_and_Aur\'elie_Astoul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15815 |
私たちは、$0.1から10M_\mathrm{J}$の範囲の質量を持つ回転する巨大惑星の進化過程における潮汐散逸を研究します。私たちのモデルには、平衡潮汐（流体力学シミュレーションと一致する急速な回転による修正を含む）と対流帯の慣性波、および薄い放射大気の内部重力波に作用する周波数依存の乱流有効粘度が組み込まれています。私たちは、恒星のさまざまな質量と強さについて、さまざまな惑星進化モデルを検討します。慣性波の散逸は、惑星構造を完全に考慮した周波数平均形式を使用して計算されます。輻射ゾーンにおける重力波の散逸は、重力波が断熱的に発射され、その後完全に減衰される(消波/放射減衰によって)と仮定して計算されます。我々は、これらの惑星の修正潮汐品質係数$Q'$と進化のタイムスケールを年齢の関数として計算します。私たちは、巨大惑星が励起されるたびに、慣性波が潮汐散逸の主要なメカニズムであることを発見しました。それらの励起には潮汐周期($P_\mathrm{tide}$)が惑星の自転の半分($P_\mathrm{rot}/2$)よりも長いことが必要であり、典型的な$Q'\を提供する慣性波を予測します。sim10^3(P_\mathrm{rot}/1\mathrm{d})^2$、値は10日間$10^5$から$10^6$までです。我々は、観測された系外惑星の離心率と潮汐循環のタイムスケール予測との相関関係を示し、惑星潮汐の重要な役割を強調する。惑星モデルにおける主な不確実性は、組成勾配に起因する安定成層の役割であり、ここでは説明しませんが、潮汐散逸率の予測を修正する可能性があります。
光蒸発は原始惑星系円盤における風と粘性角運動量輸送の区別を曖昧にする
| Title |
Photoevaporation_obfuscates_the_distinction_between_wind_and_viscous_angular_momentum_transport_in_protoplanetary_discs |
| Authors |
Gavin_A._L._Coleman,_Joseph_K._Mroueh,_Thomas_J._Haworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15824 |
原始惑星系円盤がどのように進化するのかは未解決の問題のままです。原始惑星系円盤における角運動量輸送の推進力として、粘性と磁気流体力学的円盤風に関する競合する理論が提唱されている。これら2つのモデルは、円盤の質量、半径、降着速度の時間の経過に伴う明確な違いを予測し、それらを区別するために使用できる可能性があります。しかし、その期待は、主星による内部と隣接星による外部の両方の、別の重要なプロセスである光蒸発を含まないモデルに基づいて構築されています。この研究では、粘性、磁気流体力学的円盤の風、内部および外部の光蒸発を含む原始惑星系円盤の数値モデルを作成します。私たちは、たとえ弱いレベルの外部光蒸発であっても、原始惑星系円盤の進化に大きな影響を及ぼし、粘性円盤と風駆動円盤を区別する可能性がある円盤半径などの観察可能な特徴に影響を与える可能性があることを発見しました。内部光蒸発を含めることで、粘性ディスクと風力ディスク間の進化の違いがさらに抑制されます。このため、近くの星形成領域の観測を利用して、円盤が粘性なのか風によって動かされているのかを判断することが、これまで予想されていたよりもはるかに困難になっています。興味深いことに、中間のFUV環境で進化した原始惑星系円盤は、粘性や磁気流体力学的な円盤の風によって進化するかを区別するのに最適なケースである可能性があることがわかりました。最終的に、この研究は、原始惑星系円盤の進化を探る際に、鍵となる進化プロセスが何かを理解し、それらをできるだけ多く含めることの重要性を示しています。
exoEarths の遠隔バイオシグネチャ識別のためのベイジアン分析 (BARBIE) II: O2 および O3
のコロナグラフィー観測シミュレーションにおけるグリッドベースの入れ子サンプリングの使用
| Title |
Bayesian_Analysis_for_Remote_Biosignature_Identification_on_exoEarths_(BARBIE)_II:_Using_Grid-Based_Nested_Sampling_in_Coronagraphy_Observation_Simulations_for_O2_and_O3 |
| Authors |
Natasha_Latouf,_Avi_Mandell,_Geronimo_Villanueva,_Michael_Himes,_Michael_Moore,_Nicholas_Susemiehl,_Jaime_Crouse,_Shawn_Domagal-Goldman,_Giada_Arney,_Vincent_Kofman,_Amber_Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16015 |
我々は、可視波長の反射光を使用して、地球に似た惑星の大気中のO2およびO3分子種の検出可能性についての結果を提示します。検出可能性を信号対雑音比(SNR)の関数として定量化することで、高コントラストのコロナグラフ用に設計されたネスト世代望遠鏡でこれらのバイオシグネチャーを検出する最適な方法を制約することができます。0.515～1ミクロンの25のバンドパスと、事前に構築された幾何学的アルベドスペクトルのグリッドを使用して、分子存在量の範囲についてこれらの種を検出するために必要なスペクトル感度を調べました。私たちはまず現代の地球の双子の大気を再現して現在のO2およびO3レベルの検出可能性を研究し、次に文献に基づいて各分子の存在量をより広範囲に拡張します。データの実効SNRに基づいて最適な20%、30%、および40%のバンドパスを制約し、同時分子検出の可能性の要件を定義します。O2およびO3の検出可能性に関する調査結果をSNR、波長、および存在量の関数として示し、これらの結果を将来の機器設計の最適化に使用する方法について説明します。O2は、現代の地球に近い存在量以上では中程度のSNRデータで0.64～0.83ミクロンの範囲で検出可能ですが、原生代の地球と一致する存在量が低い場合は検出できないことがわかりました。現代地球の存在量の場合、O3は非常に高いSNRデータでのみ検出可能ですが、効率的な非生物的O3生成メカニズムによって発生する可能性のある、より高いO3存在量の場合は、低いSNRデータでも検出可能です。
| Title |
Isotopic_Trichotomy_of_Main_Belt_Asteroids_from_Implantation_of_Outer_Solar_System_Planetesimals |
| Authors |
David_Nesvorny,_Nicolas_Dauphas,_David_Vokrouhlicky,_Rogerio_Deienno,_Timo_Hopp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16053 |
JAXAのはやぶさ2ミッションによって帰還された小惑星(162173)リュウグウからのサンプルの最近の分析は、リュウグウとCIコンドライトが原始惑星系円盤の同じ領域、他の炭素質(C型)小惑星の発生源領域から隔離された貯留層で形成されたことを示唆しています。。ここでは、太陽から$\sim15$--25auの天王星/海王星ゾーンでCI微惑星が形成されたと仮定した$N$-bodyシミュレーションを実行します。我々は、CI微惑星が巨大惑星によって小惑星帯に向かって散乱し、その軌道が空気力学的なガス抵抗によって円形になることを示した。$\sim15$--25auからのCI小惑星の動的注入は非常に効率的であり、$\sim100$-kmの微惑星のうち$\sim5$\%が地球の終わりまでに小惑星帯の安定軌道に到達することがわかりました。原始惑星系ガス円盤の寿命。微小アブレーションを考慮すると効率は低下します。移植された個体群はその後、衝突によって進化し、力学的不安定性によって枯渇しました。このモデルは、CIが$\sim5$--10auで形成されたと考えられる他のC型小惑星と同位体的に異なる理由を説明できます。
天の川銀河の中央領域における球状星団のダイナミクスに対するバーの影響。 Gaia EDR3 データによる軌道の周波数分析
| Title |
The_Influence_of_the_Bar_on_the_Dynamics_of_Globular_Clusters_in_the_Central_Region_of_the_Milky_Way._Frequency_Analysis_of_Orbits_According_to_Gaia_EDR3_Data |
| Authors |
A.T.Bajkova,_A.A.Smirnov,_V.V.Bobylev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14789 |
この研究は、球状星団の軌道力学に対するバーの影響を研究することに専念しています。中心銀河領域にある半径3.5kpcの45個の球状星団の軌道は、バーによって捉えられた天体を特定するために、スペクトル力学手法を使用して分析されました。軌道統合に必要な6D位相空間を形成するために、ガイア衛星(EDR3)からのこれまでで最も正確な天文データと、球状星団までの新しく洗練された平均距離が使用されました。天の川バーのパラメータは非常に大きな不確実性を持って知られているため、バーの質量、長さ、回転角速度をかなり小さい値で広範囲の値で変化させて軌道を構築し、その周波数解析を実行しました。ステップ。軌道の統合は25億年前に行われました。その結果、棒パラメータのセットごとに棒をサポートする球状星団が特定されました。初めて、バーの回転角速度に対する支配周波数$f_X$の依存性の解析式が得られました。さらに、棒パラメータがランダム分布法則に従って特定の値の範囲内で変化した場合に、棒によって球状星団が捕捉される確率が決定されました。最も重要な捕捉確率を持つ14個の球状星団のリストが示され、5つのGC(NGC6266、NGC6569、Terzan5、NGC6522、NGC6540)がbar$\geq0.2$による捕捉確率を示しています。最大特性リアプノフ指数の近似計算に基づいて、球状星団の軌道の規則性について結論が出されます。
LCDM宇宙論の反証可能な予測としての微小銀河
| Title |
Micro_galaxies_as_a_falsifiable_prediction_of_LCDM_cosmology |
| Authors |
Rapha\"el_Errani,_Rodrigo_Ibata,_Julio_F._Navarro,_Jorge_Pe\~narrubia,_Matthew_G._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14798 |
ラムダ冷暗黒物質(LCDM)宇宙論の基本的な予測は、暗黒物質ハローの中心が発散するキュピー密度プロファイルです。これらの密度カスプは、CDMハローに潮汐耐性を与え、そこに埋め込まれた矮小銀河を潮汐による完全な混乱から保護します。したがって、天の川銀河の階層的な集合の歴史は、「微小銀河」の集団を生じさせる可能性があります。つまり、任意に低い光度に達する可能性がある、初期に降着した衛星の大幅に剥ぎ取られた残骸です。始祖系は暗黒物質が支配的であると仮定し、潮汐剥離の経験的形式主義を使用して、そのような残骸の光度、サイズ、速度分散の進化を予測し、質量とサイズの数桁にわたる潮汐の進化を追跡します。進化の軌跡は、星の結合エネルギーの祖先の分布に敏感に依存します。我々は、矮銀河の最も現実的なモデルを分類する可能性が高い2つのケースを調査します。1つは、最も強く束縛された星のエネルギー分布が暗黒物質のエネルギー分布に従うケースで、もう1つは、星の束縛がそれほど強くなく、明確に定義された有限密度のコアを持つケースです。サイズ速度分散面における潮汐の進化は、これら2つのモデルで非常によく似ていますが、それらの残骸は光度が大きく異なる可能性があります。したがって、微小銀河は暗黒物質の存在によって球状星団と最もよく区別されます。速度分散を測定することによって直接的に、または潮汐力の回復力を調べることによって間接的に行われます。私たちの研究は、矮小銀河における恒星のエネルギー分布に対するさらなる理論的および観測的制約の必要性を浮き彫りにしています。
$z=4$から$8$における大質量銀河の体積密度の浅い進化の証拠（CEERSより）
| Title |
Evidence_for_a_Shallow_Evolution_in_the_Volume_Densities_of_Massive_Galaxies_at_$z=4$_to_$8$_from_CEERS |
| Authors |
Katherine_Chworowsky,_Steven_L._Finkelstein,_Michael_Boylan-Kolchin,_Elizabeth_J._McGrath,_Kartheik_G._Iyer,_Casey_Papovich,_Mark_Dickinson,_Anthony_J._Taylor,_L._Y._Aaron_Yung,_Pablo_Arrabal_Haro,_Micaela_B._Bagley,_Bren_E._Backhaus,_Rachana_Bhatawdekar,_Yingjie_Cheng,_Nikko_J._Cleri,_Justin_W._Cole,_M._C._Cooper,_Luca_Costantin,_Avishai_Dekel,_Maximilien_Franco,_Seiji_Fujimoto,_Christopher_C._Hayward,_Benne_W._Holwerda,_Marc_Huertas-Company,_Michaela_Hirschmann,_Taylor_A._Hutchison,_Anton_M._Koekemoer,_Rebecca_L._Larson,_Zhaozhou_Li,_Arianna_S._Long,_Ray_A._Lucas,_Nor_Pirzkal,_Giulia_Rodighiero,_Rachel_S._Somerville,_Brittany_N._Vanderhoof,_Alexander_de_la_Vega,_Stephen_M._Wilkins,_Guang_Yang,_and_Jorge_A._Zavala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14804 |
JWSTCosmicEvolutionEarlyReleaseScienceから選ばれた$z\sim$4--8の巨大(log$_{10}$[$M_\star/M_\odot$]$>10$)銀河の進化を解析します。（CEERS）の調査。CEERSNIRCamイメージングにおけるすべての銀河の物理的特性を、高密度基底を用いたスペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングを通じて推定し、赤方偏移の大きい大質量銀河のサンプルを選択します。利用可能な場合は、MIRI測光範囲を備えた18個の光源と、NIRSpecまたはNIRCam広視野スリットレス分光法による分光確認を備えた28個の光源を含む、追加のCEERS観察モードからの制約が含まれています。私たちは、活動銀河核(AGN)によるサンプル汚染の可能性を考慮して、宇宙時間にわたる大質量銀河の体積密度を推定するために、SEDフィッティングから回収された恒星質量の事後星をサンプリングしました。$z\sim$1--4の暗黒物質ハローにおける一定のバリオン変換効率に基づいて、巨大銀河の存在量の進化が予想どおりであることがわかりました。赤方偏移がより大きくなると、この単純なモデルと比較して、大量の巨大銀河が過剰に存在することが観察されます。これらのより高い存在量は、星形成物理学および/または大規模な暗黒物質ハローで星形成が起こる効率へのささやかな変化によって説明でき、現代の宇宙論と矛盾するものではありません。
| Title |
JWST_and_ALMA_discern_the_assembly_of_structural_and_obscured_components_in_a_high-redshift_starburst_galaxy |
| Authors |
Zhaoxuan_Liu,_John_D._Silverman,_Emanuele_Daddi,_Annagrazia_Puglisi,_Alvio_Renzini,_Boris_S._Kalita,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Daichi_Kashino,_Giulia_Rodighiero,_Wiphu_Rujopakarn,_Tomoko_L._Suzuki,_Takumi_S._Tanaka,_Francesco_Valentino,_Irham_Taufik_Andika,_Caitlin_M._Casey,_Andreas_Faisst,_Maximilien_Franco,_Ghassem_Gozaliasl,_Steven_Gillman,_Christopher_C._Hayward,_Anton_M._Koekemoer,_Vasily_Kokorev,_Erini_Lambrides,_Minju_M._Lee,_Georgios_E._Magdis,_Santosh_Harish,_Henry_Joy_McCracken,_Jason_Rhodes,_Marko_Shuntov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14809 |
高解像度($0^{\prime\prime}.1$;0.8kpc)COSMOS-WebプログラムからのALMAおよび多波長JWST画像。レストフレームUVのHST/ACS画像とは異なり、より赤いNIRCamおよびMIRI画像では、このような強いスターバーストには典型的ではない、滑らかな中心質量の集中と螺旋状の特徴が明らかになります。アルマ望遠鏡によるCOJ=5--4放出の動的モデリングにより、PACS-819は回転が支配的であるため、円盤のような性質を持っています。しかし、COの運動学的異常と、より青いJWSTバンド(F150Wなど)の非対称な特徴は、相互作用による可能性が高い、より乱れた性質を裏付けています。JWSTイメージングではさらに、星の質量と塵の減衰の分布をマッピングすることができるため、以前のHSTイメージでは認識できなかった、さまざまな構造成分間の関係が明らかになります。COJ=5--4およびFIRダスト連続体の放出は、かなり隠されたスターバーストコア(<1kpc)と同一空間にあり、そのコアは、顕著なアーク(おそらく潮汐流)を含む、はるかに隠されていない星形成構造に部分的に囲まれています。歪んだ矮小銀河とその塊は、進行中の激しい円盤不安定性か、最近降着した低質量衛星の兆候のいずれかです。空間分解マップを使用すると、中心領域に$\sim3$($M_{\text{gas}}$/$M_*$)に達する高分子ガスの割合と短い枯渇時間($M_{\text{ガス}}/SFR\sim$120Myrs)をシステム全体に適用します。これらの観測は、遠い宇宙におけるスターバーストの複雑な性質についての洞察を提供し、ALMAとJWSTの両方による高解像度観測から得られる豊富な補足情報を強調します。
このレビューでは、活動銀河核(AGN)の分野における現在の進歩の主要なポイントを示します。AGNの性質の探索に関する簡単な歴史探訪が行われます。銀河の中心に位置する超大質量ブラックホールからなる近接連星系の問題について詳細に議論します。主な特徴と、これらの新しいオブジェクトを研究し「計量」するための新しい方法について説明します。この論文は、傑出した天体物理学者N.G.の追悼を目的とした天体物理学セミナーでのプレゼンテーションに基づいています。ボチカレフ（2023年5月19日にモスクワ州立大学シュテルンベルク天文研究所で開催）。
FIRE III のグレート ボール: 銀河のシミュレーションにおける大規模な星団からのブラック ホールの合体をモデル化する
| Title |
Great_Balls_of_FIRE_III:_Modeling_Black_Hole_Mergers_from_Massive_Star_Clusters_in_Simulations_of_Galaxies |
| Authors |
Tristan_Bruel_and_Carl_L._Rodriguez_and_Astrid_Lamberts_and_Michael_Y._Grudic_and_Zachary_Hafen_and_Robert_Feldmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14855 |
LIGO-Virgo-KAGRAコラボレーションによって報告されたほぼ100件の重力波検出の後でも、連星ブラックホール(BBH)の合体が宇宙論的にどのような起源で起こったかという疑問は未解決のままである。一般に考えられる2つの主な形成経路は、孤立した場の連星からのもの、または密な星団における動的集合によるものです。ここでは、異なる質量の銀河の大規模なクラスター内の合体BBHの動的形成を理解することに焦点を当てます。この目的を達成するために、私たちは銀河のズームイン宇宙論シミュレーションで大質量星団の形成と進化を一貫してモデル化するための新しいフレームワークを適用します。FIREプロジェクトから取得された各シミュレーションは、独自の星形成履歴を持つ現実的な星形成環境を提供し、星団の誕生の地を構成する現実的な巨大分子雲をホストします。星団進化CMCのコードと組み合わせることで、宇宙時間を超えてさまざまな環境で動的に形成された合体BBHの集団を生成することができます。最も重い星団は高密度の巨大なガス雲の中で優先的に形成されるため、ブラックホールの生成に有利な低金属量にも関わらず、低質量銀河には大規模な星団がほとんど含まれておらず、したがって世界的な星の生産への寄与が限られていることがわかりました。動的に形成されたマージBBH。さらに、大規模なクラスターは、明確に識別可能な物理的特性を持つ階層的なBBHマージをホストできることがわかりました。さまざまな銀河でのBBH合体率の変化を観察すると、BBH合体と星形成の最も極端なエピソードとの間に強い相関関係があることがわかります。最後に、将来のLIGO-Virgo-KAGRA重力波観測への影響について説明します。
PNLF 距離の高精度分光測光: NGC 300 の場合
| Title |
Precision_spectrophotometry_for_PNLF_distances:_the_case_of_NGC_300 |
| Authors |
Azlizan_A._Soemitro,_Martin_M._Roth,_Peter_M._Weilbacher,_Robin_Ciardullo,_George_H._Jacoby,_Ana_Monreal-Ibero,_Norberto_Castro,_Genoveva_Micheva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14963 |
マルチユニット分光探査機(MUSE)は、惑星状星雲光度関数(PNLF)を標準キャンドルとして復活させることを可能にしました。NGC300の場合、正確なPNLF距離を取得するには、MUSEの正確な分光測光が重要であることがわかりました。積分場分光器データのスリット観察をシミュレートすることにより、正確な分光測光を実現する際の、スリット分光器と比較した積分場分光器の利点を示します。また、特にPNLFカットオフが少数の統計によって影響を受ける場合、最小二乗法を使用してPNLF距離を測定する際に起こり得る系統的シフトについても説明します。
コンパクトでおそらく若い銀河核と、拡大して進化した放射性銀河核の比較
| Title |
A_comparison_of_compact,_presumably_young_with_extended,_evolved_radio_active_galactic_nuclei |
| Authors |
H._Meusinger,_M._Mhaskey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15009 |
ピークスペクトルを持つ無線ソース(ピークスペクトルソース、PSS)とコンパクト対称オブジェクト(CSO)は、強力でコンパクト、そしておそらく若いAGNであるため、AGNとホストの接続の側面を研究するのに特に適しています。統計的アプローチを使用して、PSS-CSOサンプルを拡張ソース(ECS)の一致する比較サンプルと比較します。2つのサンプル間に大きな違いがあることがわかりました。特に、ECSサンプルには、星形成活動が低い受動的銀河の割合が高いことがわかりました。これは、サンプル全体だけでなく、QSOまたは電波銀河の両方のサブサンプルにも当てはまります。PSS-CSOホスト銀河の星形成速度は通常0～5M_sun/年の範囲にあり、星の質量は3x10^11～10^12M_sunの範囲にあります。第二に、以前の結果と一致して、合体サインを持つPSS-CSOホスト銀河の割合が著しく高いことがわかります。PSS-CSOサンプルの合併率は0.61で、比較サンプル(0.15)よりも大幅に高くなります。この違いは、PSSとCSOの大部分が拡張無線ソースに進化できず、したがって比較サンプルには示されていないと仮定することで説明できると考えられます。
z ~ 11.3--21.8 以降の銀河の候補: 初年度に取得された JWST の公開データの結果
| Title |
Candidate_Galaxies_at_z_~_11.3--21.8_and_beyond:_results_from_JWST's_public_data_taken_in_its_first_year |
| Authors |
Haojing_Yan,_Bangzheng_Sun,_Zhiyuan_Ma,_Chenxiaoji_Ling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15121 |
我々は、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）のサイクル1で撮影された公開近赤外線カメラデータを使用して、z>11.3の候補銀河の体系的な探索を行う。このデータには、合計386平方分角の6つの空白フィールドと合計2つのレンズクラスターフィールドが含まれる。48平方メートル分候補は、それぞれz~12.7(11.3<z<15.4)、17.3(15.4<z<21.8)、および24.7(21.8<z<28.3)に対応するF150W、F200W、およびF277Wドロップアウトとして選択されます。私たちのサンプルは123個のF150Wドロップアウト、52個のF200Wドロップアウト、および32個のF277Wドロップアウトで構成されており、これはこれまでで最も高い赤方偏移範囲を調査している最大の候補銀河サンプルです。F150WおよびF200Wドロップアウトには、スペクトルエネルギー分布に適合させることで汚染物質を除去できる十分な測光情報が含まれています。F150WおよびF200Wドロップアウトの精製サンプルに基づいて、それぞれz~12.7および17.3における銀河の光度関数を導き出します。両方ともシェクター関数よりもべき乗則でより適切に記述され、2つの時代の間には限界進化(<2)しかないことがわかりました。z~17.3以前の銀河集団の出現は、初期の宇宙水素再電離の示唆と一致しており、必ずしもLCDMパラダイムの危機ではありません。初期宇宙における銀河形成の新たな全体像を確立するには、サンプルに含まれるような明るい候補のJWST分光分析による確認と、M>-18等の光度関数の微光端をさらに制限するためのより深い調査の両方が必要となるでしょう。
フーリエ変換された HI 21cm 輝線スペクトルを使用した冷中性媒体の質量分率の下限のマッピング: DHIGLS および HI4PI
調査からの DRAO ディープ フィールドへの応用
| Title |
Mapping_a_lower_limit_on_the_mass_fraction_of_the_cold_neutral_medium_using_Fourier_transformed_HI_21cm_emission_line_spectra:_Application_to_the_DRAO_Deep_Field_from_DHIGLS_and_the_HI4PI_survey |
| Authors |
Antoine_Marchal,_Peter_G._Martin,_Marc-Antoine_Miville-Desch\^enes,_Naomi_M._McClure-Griffiths,_Callum_Lynn,_Andrea_Bracco,_and_Luka_Vujeva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15122 |
$\hatT_b(k_v)$の振幅構造、$T_b(v)$のフーリエ変換、HI21cmライン発光の動径速度$v$に対する輝度温度。これにより、21cm輝線データのみ(吸収線データ$\tau$なし)を利用して、HIガスの多相構造の統合特性を抽出し、各相を個別にマッピングする広範な取り組みが前進します。おもちゃのモデルを使用して、$\hatT_b(k_v)$に見られる干渉パターンの起源を説明します。これに基づいて、低温ガスの質量分率の下限は、高い$k_v$での$\hatT_b$の振幅から得られます。熱双安定乱流の数値シミュレーションでテストしたところ、この方法による下限は、比較的低い低温ガス質量分率のシミュレーションからの「真の」低温ガス質量分率と強い線形相関があります。質量分率が高くなると、干渉効果と不透明効果の組み合わせにより、下限値は「真の」値よりも低くなります。吸収調査との比較でも同様の挙動を示していますが、$N_{\rmHI}\gtrsim3-5\times10^{20}$cm$^{-2}$で線形相関から逸脱しています。DHIGLSのDRAODeepField(DF)への適用により、スパイダー内の低温フィラメントの複雑なネットワーク、つまりHIガスの熱凝縮の重要な構造特性が明らかになりました。$-90<v<90$km/sの速度範囲でのHI4PI調査に適用すると、16'.2の解像度で冷たい中性媒体の質量分率の下限の全天球図が生成されます。私たちの新しい手法は、少ない計算時間とメモリで大量の輝線データ単独の低温ガス質量分率の下限を抽出する機能を備えており、新世代の電波干渉計に適した新しいアプローチへの道を示しています。
根源的な原因: 宇宙論と因果関係の発見が初めて出会う
| Title |
Causa_prima:_cosmology_meets_causal_discovery_for_the_first_time |
| Authors |
Mario_Pasquato,_Zehao_Jin,_Pablo_Lemos,_Benjamin_L._Davis,_Andrea_V._Macci\`o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15160 |
天体物理学では実験は不可能です。したがって、私たちは観測データのみに依存する必要があります。他の観察科学では因果推論手法をますます活用していますが、天体物理学ではまだそうなっていません。今回我々は、天体物理学における重要な未解決の問題、すなわち超大質量ブラックホール（SMBH）とそのホスト銀河の（共）進化に取り組むために、初めて因果関係の発見を試みる。Peter-Clark(PC)アルゴリズムを銀河特性の包括的なカタログに適用して、有向非巡回グラフ(DAG)上のマルコフ等価クラスを表す完成した部分有向非巡回グラフ(CPDAG)を取得します。中心密度と速度分散がSMBH質量の原因となることが判明しました。ランダムなサブサンプリングによって分析の堅牢性をテストし、同様の結果を回収します。また、高速因果推論(FCI)アルゴリズムをデータセットに適用して、因果十分性の仮説を緩和し、観察されていない交絡を認めます。階層的なSMBHアセンブリは、我々の発見を物理的に説明できる可能性があります。
急速に減速するバーがバルジ軌道を円盤状軌道に変換する際の影響を調査する
| Title |
Exploring_the_impact_of_a_rapidly_decelerating_bar_on_transforming_bulge_orbits_into_disc-like_orbits |
| Authors |
Chengdong_Li,_Zhen_Yuan,_Giacomo_Monari,_Nicolas_F._Martin,_Arnaud_Siebert,_Benoit_Famaey,_Georges_Kordopatis,_Rodrigo_A._Ibata,_and_Vanessa_Hill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15270 |
天の川銀河の最も金属の少ない尾部([Fe/H]$\leq$$-$2.5)には、非常に順行的な平面軌道を持つ星の集団が含まれており、その起源と進化の両方において不可解です。考えられるシナリオは、銀河系の古くて金属性の低い星が多く位置する内側銀河系からのバーによって導かれているというものです。このシナリオを調査するために、軸対称のバックグラウンドポテンシャルと中心棒モデルを使用したテスト粒子シミュレーションを使用します。テスト粒子は、バルジ星の観測上の制約に基づいた拡張分布関数(EDF)モデルによって生成されます。シミュレーション結果によると、パターン速度が一定のバーは、星をバルジから太陽付近に運ぶのに役立ちません。対照的に、モデルに急速に減速する棒が含まれている場合、一部のバルジ星は回転を得て、棒の共回転領域に閉じ込められると外側に移動する可能性があります。結果として生じる羊飼い星の分布は、棒と太陽の間の現在の方位角に大きく依存します。外側に押し出された低金属量のバルジ星の大部分は、太陽に対して銀河系の第4象限に分布しており、そのうちの約10$\%$は私たちから6kpc以内にあります。私たちの実験は、減速バー摂動が、太陽近傍で見られる順行平面軌道を持つ最も金属の少ない星の一部を説明するのに寄与する過程である可能性があるが、支配的なものである可能性は低いことを示しています。
WISDOM プロジェクト -- XVIII. 3つのメガメーザー銀河の分子ガス分布と運動学
| Title |
WISDOM_project_--_XVIII._Molecular_gas_distributions_and_kinematics_of_three_megamaser_galaxies |
| Authors |
Fu-Heng_Liang,_Mark_D._Smith,_Martin_Bureau,_Feng_Gao,_Timothy_A._Davis,_Michele_Cappellari,_Jacob_S._Elford,_Jenny_E._Greene,_Satoru_Iguchi,_Federico_Lelli,_Anan_Lu,_Ilaria_Ruffa,_Thomas_G._Williams_and_Hengyue_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15447 |
銀河と超大質量ブラックホール(SMBH)の共進化は、銀河進化の理解を裏付けるものですが、SMBHの質量を測定するさまざまな方法が相互にチェックされることはほとんどありません。私たちは、最も正確な2つの方法、メガメーザーと低温分子ガス動力学をクロスチェックするためにターゲットを特定しようと試みます。既存のメガメーザーSMBH質量測定が行われたすべての銀河の中から、有望な3つの銀河が選択されます。我々は、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)12CO(2-1)と約0.5インチの角度分解能での230GHz連続体の観測を紹介します。すべての銀河には、拡張された回転分子ガス円盤と230GHzの連続体源があります。NGC1194は大きく傾斜しており、中央の12CO(2-1)放出が乱れて偏っています;NGC3393は、かなり規則的だが斑状の12CO(2-1)放出を持つ核円盤を持っています。運動学的長軸付近にガスがほとんどなく、中心部にかすかな発光があり、核リングやらせんを思わせる2つのより明るい構造があります。NGC5765Bには、2つの対称オフセットダストに沿って集中した強いバーと非常に明るい12CO(2-1)発光があります。レーンと2つの対称核螺旋アーム.ジェームスクラークマクスウェル望遠鏡による12CO(2-1)および12CO(3-2)の観測をアルマ望遠鏡の観測と比較する.乱されたガス運動学と、より高度な観測には非現実的に長い積分時間が必要となるため角分解能観測では、3つの銀河のいずれも将来のSMBH質量測定には適していません。それにもかかわらず、メガメーザー銀河の分子ガス観測の数を増やすことは貴重であり、遍在する擾乱は、大規模なガスの性質とメガメーザーの存在との関連性を示唆しています。
ASKAP RACS で検出された最も大規模な初期型銀河からの連続電波
| Title |
Radio_continuum_from_the_most_massive_early-type_galaxies_detected_with_ASKAP_RACS |
| Authors |
Michael_J._I._Brown,_Teagan_A._Clarke,_Andrew_M._Hopkins,_Ray_P._Norris,_T.H._Jarrett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15456 |
非常に大質量の初期型銀河にはすべて超大質量ブラックホールが含まれていますが、これらのブラックホールはすべて、検出可能な連続電波源を生成するのに十分なほど活動しているのでしょうか?我々は、887.5MHzの高速ASKAP連続体サーベイDR1を使用して、2MASS赤方偏移サーベイ、HyperLEDA、RC3から選択された$K_S=9.5$より明るい形態学的初期型銀河からの電波放射を測定しました。以前の研究と一致して、この関係に関するばらつきは数桁にわたるものの、$P_{1.4}\proptoL_K^{2.2}$と赤外光度に応じて中央電波出力が増加することがわかりました。私たちのサンプルに含まれる$M_K<-25.7$初期型銀河の40個すべては、$\simにわたる$1.4~{\rmGHz}$の電波出力で、背景雑音よりも$2\sigma$以上高い電波束密度を測定しました。3\times10^{20}$を$\sim3\times10^{25}~{\rmW~Hz^{-1}}$に変換します。私たちのサンプルと初期型銀河の積分場分光法を照合すると、最も強力な電波源は角運動量が比較的低い銀河(つまり回転速度が遅い銀河)に優先的に存在することが明らかになります。私たちの初期型サンプルに含まれるほとんどの銀河の赤外線の色は、星形成が無視できる程度であり、活動銀河核またはAGN残骸によって生成される電波放射を伴う受動的銀河と一致していますが、非常に低いレベルの星形成は、ほとんど影響を与えずに最も弱い電波源に電力を供給する可能性があります。他の多くの星形成速度トレーサーでも同様です。
ソウル大学 AGN モニタリング プロジェクト III: 32 個の発光 AGN の H$\beta$ ラグ測定とサイズと光度の関係の高光度端
| Title |
The_Seoul_National_University_AGN_Monitoring_Project_III:_H$\beta$_lag_measurements_of_32_luminous_AGNs_and_the_high-luminosity_end_of_the_size--luminosity_relation |
| Authors |
Jong-Hak_Woo,_Shu_Wang,_Suvendu_Rakshit,_Hojin_Cho,_Donghoon_Son,_Vardha_N._Bennert,_Elena_Gallo,_Edmund_Hodges-Kluck,_Tommaso_Treu,_Aaron_J._Barth,_Wanjin_Cho,_Adi_Foord,_Jaehyuk_Geum,_Hengxiao_Guo,_Yashashree_Jadhav,_Yiseul_Jeon,_Kyle_M._Kabasares,_Won-Suk_Kang,_Changseok_Kim,_Minjin_Kim,_Tae-Woo_Kim,_Huynh_Anh_N._Le,_Matthew_A._Malkan,_Amit_Kumar_Mandal,_Daeseong_Park,_Chance_Spencer,_Jaejin_Shin,_Hyun-il_Sung,_Vivian_U,_Peter_R._Williams,_and_Nick_Yee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15518 |
ソウル国立大学活動銀河核（AGN）モニタリングプロジェクトのために実施された長期残響マッピングキャンペーンの主な結果を紹介します。2015年から2021年にかけて、32個の発光AGN（つまり、$10^{44-46}$ergs$^{-1}$の範囲の連続光度）について、20〜30の通常のリズムで高品質のデータが得られました。分光分析には2日、測光には3～5日かかります。32個のAGNについて、H$\beta$放出の変動と連続体との間のタイムラグ測定値を取得します。そのうち25件では、相関強度と事後ラグ分布を調べた品質評価に基づいて、最良のラグ測定値が得られました。私たちの研究では、特に中程度から高輝度の端で、残響マップされたAGNの現在のサンプルが大幅に増加しました。私たちの結果と文献の測定値を組み合わせて、文献で報告されているものよりも緩やかな傾きを持つH$\beta$ブロードライン領域のサイズと輝度の関係を導き出します。特定の明るさの場合、測定された遅れのほとんどは予想よりも短く、以前の校正に基づくシングルエポックブラックホール質量推定器は大きな系統的不確実性を被る可能性があることを示唆しています。
反中心流と一角獣環の化学力学的性質
| Title |
Chemo-dynamical_Nature_of_the_Anticenter_Stream_and_Monoceros_Ring |
| Authors |
Yi_Qiao,_Baitian_Tang,_Jianhui_Lian,_Jing_Li,_Cheng_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15519 |
深度測光調査の時代には、過密度や流れなどの多数の下部構造が特定されました。コミュニティは、天文法と分光法の助けを借りて、天の川(MW)の起源を調査した結果、その複雑な姿を明らかにしました。かつて溶解矮銀河と考えられていた面外下部構造の反中心流(ACS)と一脚環(MNC)は、後に銀河の外側の薄い円盤と同様の運動学と金属性を共有することが判明した。この研究では、APOGEE調査からの高精度の存在量を使用してACSとMNCを化学的にタグ付けすることを目指しています。外側の薄い円盤領域（10<Rgc<18kpc、0<|Zgc|<3kpc）の化学存在量の傾向を外挿することにより、ACS星とMNC星がCを含む12個の元素の外挿値として一貫した化学存在量を示すことがわかりました。N、O、Mg、Al、Si、K、Ca、Cr、Mn、Co、Ni。同様の化学パターンは、ACSとMNCがMW外側の薄い円盤と同様の星形成履歴を持っていることを示しています。一方、それらは複数の化学空間で特徴的であるため、それらの矮小銀河関連も除外しました。ACS星とMNC星の年齢は、SgrdSphの最初の通過の時期と一致しており、それらが関連している可能性があることを示しています。
銀河磁場 I. 理論モデルとスケーリング関係
| Title |
Galactic_magnetic_fields_I._Theoretical_model_and_scaling_relations |
| Authors |
Luke_Chamandy,_Rion_Glenn_Nazareth,_Gayathri_Santhosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15612 |
銀河ダイナモモデルは一般に、制約するのが非常に難しい入力パラメーターに依存していました。私たちは、銀河の回転曲線、ガスの表面密度、星と星形成速度、ガス温度などの観測可能な量を入力として使用するモデルを開発することで、この問題に対処します。このモデルを使用して、観測可能なものに関して、磁場のランダム成分と平均成分のパラメーター、ガススケールの高さ、二乗平均平方根速度、星間乱流の相関長と時間を推定することができます。私たちはモデルを使用して関心のある量の理論的なスケーリング関係を導き出し、観察から推測される経験的なスケーリング関係との合理的な一致を見つけます。乱流の駆動に関するさまざまな仮定に対する結果の依存性を評価し、超新星残骸の膨張とエネルギー論を明示的にモデル化することで観測との一致が改善されることを発見しました。このモデルは、関連する物理プロセスの代替処方を組み込むのに十分な柔軟性を備えており、モデルを実装する2つのオープンソースPYTHONプログラムへのリンクが提供されています。
Fornax A 群の前処理のさまざまな段階における銀河の星形成史
| Title |
The_star_formation_histories_of_galaxies_in_different_stages_of_pre-processing_in_the_Fornax_A_group |
| Authors |
S._I._Loubser,_K._Mosia,_P._Serra,_D._Kleiner,_R.F._Peletier,_R.C._Kraan-Korteweg,_E._Iodice,_A._Loni,_P._Kamphuis_and_N._Zabel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15624 |
私たちは、円座銀河団の郊外にある円座A銀河群の10個の銀河の最近の星形成の歴史を研究します。この群銀河はガスが豊富で、その中性原子水素(HI)はMeerKAT望遠鏡からの観測で詳細に研究されました。これにより、前処理のさまざまな段階(初期、進行中、高度)に分類できるようになりました。私たちは、南アフリカ大型望遠鏡(SALT)で得られたロングスリットスペクトルを使用して、恒星の個体数指標を分析して消光タイムスケールを制限し、これらを銀河のHIガス含有量と比較します。H$\alpha$相当幅EW(H$\alpha$)は、前処理段階が最近(<10Myr)の特定の星形成率(sSFR)と密接に関連していることを示唆しています。初期段階の銀河(NGC1326B)は、その外側部分がまだ消光していないのに対し、進行段階の銀河のほとんどには非常に若い星の集団が分散していますが、外側部分ではそれほど消光していません。前処理が進んだ段階にある銀河は、外側部分で最近のsSFRが非常に低いことを示しています。我々の結果は、NGC1326B、FCC35、およびFCC46が、最後のGyrの長期進化とは大きく異なる歴史を経たことを示唆しています。ほとんどの銀河が永年進化の順序に従っているという事実は、前処理が永年進化と比較してこれらの銀河に与える影響が無視できることを意味します。EW(H$\alpha$)は群銀河の前処理段階を分類するのに有用なツールであることがわかりました。最近のsSFRとHIの形態は、FornaxA付近の銀河が外側から内側へ前処理されていることを示しています。
UVCANDELS の 0.6 < z < 1 での UV 明度関数
| Title |
The_UV_luminosity_function_at_0.6_ |
| Authors |
Lei_Sun,_Xin_Wang,_Harry_I._Teplitz,_Vihang_Mehta,_Anahita_Alavi,_Marc_Rafelski,_Rogier_A._Windhorst,_Claudia_Scarlata,_Jonathan_P._Gardner,_Brent_M._Smith,_Ben_Sunnquist,_Laura_Prichard,_Yingjie_Cheng,_Norman_Grogin,_Nimish_P._Hathi,_Matthew_Hayes,_Anton_M._Koekemoer,_Bahram_Mobasher,_Kalina_V._Nedkova,_Robert_O'Connell,_Brant_Robertson,_Sina_Taamoli,_L._Y._Aaron_Yung,_Pablo_Arrabal_Haro,_Gabriel_Brammer,_James_Colbert,_Christopher_Conselice,_Eric_Gawiser,_Yicheng_Guo,_Rolf_A._Jansen,_Zhiyuan_Ji,_Ray_A._Lucas,_Michael_Rutkowski,_Brian_Siana,_Eros_Vanzella,_Teresa_Ashcraft,_Micaela_Bagley,_Ivano_Baronchelli,_Guillermo_Barro,_Alex_Blanche,_Adam_Broussard,_Timothy_Carleton,_Nima_Chartab,_Alex_Codoreanu,_Seth_Cohen,_Y._Sophia_Dai,_Behnam_Darvish,_Romeel_Dav\'e,_Laura_DeGroot,_Duilia_De_Mello,_et_al._(29_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15664 |
UVCANDELSは、HSTサイクル26財務プログラムであり、164軌道の一次紫外線(UV)F275Wイメージングと4つのCANDELSフィールド(GOODS-N、GOODS-S、EGS、COSMOS)での調整された並列光学F435Wイメージングが与えられ、総面積100ドルをカバーします。\sim426$アークミン$^2$。これは、以前の深視野宇宙UVデータを合わせた範囲よりも$\sim2.7$倍大きく、F275WとF435Wではそれぞれ約27ABmagと28ABmag($0.2"$開口部で$5\sigma$)の深さに達します。新しい測光カタログとともに、UVに最適化された開口測光法に基づいたレストフレームUV視度関数(LF)の分析を示します。F275Wイメージングにおける銀河のS/N比十分にテストされた測光赤方偏移測定を使用して、絶対等級$M_\text{UV}=-14.3$までの赤方偏移$0.6<z<1$で5810個の銀河を特定しました。完全性関数、特に微光端の推定における不確実性の影響を最小限に抑えるために、$-21.5<M_\の4731個の銀河の最終サンプルを提供する完全性$30\%$を超える情報源に分析を制限します。text{UV}<-15.5$.最尤推定を実行して、UVLFの最適パラメータを導き出しました。$z\sim0.8$で$\alpha=-1.286^{+0.043}_{-0.042}$という最適な微光端の傾きを報告します。$z\sim0.7$と$z\sim0.9$でサブサンプルを作成すると、赤方偏移による$\alpha$の進化の可能性が観察されます。$M_\text{UV}<-10$における遮蔽されていないUV光度密度は$\rho_\text{UV}=1.309^{+0.24}_{-0.26}\(\times10^{26}\text)として導出されます。最適なLFパラメータを使用した{ergs/s/Hz/Mpc}^3)$。UVCANDELSの新しいF275WおよびF435測光カタログが、BarbaraA.MilkuskiArchiveforSpaceTelescopes(MAST)で公開されました。
MaNGAの調査で星が爆発する5つの矮小銀河の塊状構造が判明
| Title |
The_Clumpy_Structure_Of_Five_Star-bursting_Dwarf_Galaxies_In_The_MaNGA_Survey |
| Authors |
Mengting_Ju,_Jun_Yin,_Lei_Hao,_Chenxu_Liu,_Chao-Wei_Tsai,_Junfeng_Wang,_Zhengyi_Shao,_Shuai_Feng_and_Yu_Rong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15690 |
星が爆発する矮星銀河の星形成塊は、矮星銀河の進化を理解する上で貴重な洞察を提供します。この論文では、アパッチポイント天文台(MaNGA)の近くの銀河のマッピング調査で、中心からずれた塊を特徴とする、星が爆発する5つの矮小銀河に焦点を当てます。恒星集団合成ソフトウェアFADOを用いて星形成履歴の空間分解分布を取得し、異なる年齢の5つの銀河の$g$バンド画像を構築することができる。これらの画像は、これらの銀河の形態構造の進化を調べるのに役立ちます。1ギルより古い恒星集団の画像は通常滑らかですが、1ギヤより若い恒星集団の画像では、異なる場所や異なる年齢で現れる複数の塊を含む、顕著な塊が明らかになります。これら5つの銀河と、星を形成する塊が現れる前の他の矮小銀河との進化的なつながりを研究するために、我々は3年齢ノードよりも古い恒星集団の画像を構築し、それらを「ホスト」銀河の画像として定義します。5つの銀河の中心表面の明るさやホストの有効半径などの特性は、矮小楕円銀河(dEs)と矮不規則銀河(dIrrs)の特性の中間にあり、2つは明らかにdEに似ており、もう1つはより類似していることがわかりました。dirrsへ。5つの銀河の中で、8257-3704は、$gri$画像からはまったく見えず、数億年後の恒星集団の画像からのみ見える以前のスターバースト現象を示しているため、特に興味深いです。この現象に関連した星形成の塊は、高度600ミル付近で出現し、高度40ミル付近で消滅した可能性があります。
コズミック・ヌーン II のライマン・アルファ: z~2-3 ライマン・ブレイク銀河における運動学とライマン・アルファの関係
| Title |
Lyman-alpha_at_Cosmic_Noon_II:_The_relationship_between_kinematics_and_Lyman-alpha_in_z~2-3_Lyman_Break_Galaxies |
| Authors |
Garry_Foran,_Jeff_Cooke,_Emily_Wisnioski,_Naveen_Reddy_and_Charles_Steidel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15721 |
我々は、宇宙の星形成のピーク期における星形成銀河における銀河の運動学と正味ライマンアルファ相当幅（正味リャEW）との関係を初めて報告する。以前に報告されたz~2(このシリーズの論文I)および以前のz~3でのLya発光およびLya吸収ライマンブレーク銀河(LBG)の広帯域イメージング分離に基づいて、我々はLyaスペクトルタイプ分類法を使用して研究を行います。IFU分光法から決定された正味LyaEWと星雲輝線運動学の関係。我々は、z~2とz~3のLBGがその運動学的特性とライマンアルファスペクトルタイプに従って色振幅空間内で分離していることを示し、吸収においてLyaが支配的なLBGはほぼ独占的に回転支配である(おそらく円盤状である)と結論付ける系、および発光においてLyaが支配的なLBGは、分散が支配的な運動学を特徴としています。回転動的サポートの強度と正味LyaEWの関係を定量化し、正味LyaEWおよび運動学に応じてスケールする他の特性との結果の一貫性を実証します。これらの発見に基づいて、我々は、わずか3つのフィルターおよび/またはネットLyaEWのみでの広帯域イメージングを使用して、回転と分散が支配的な銀河の大規模なサンプルを選択できる方法を提案します。この手法を適用すると、現在および将来の大規模な全天測光調査によるデータセットの大規模な銀河の運動学的挙動を理解できるようになります。この調査では、数百の赤方偏移範囲でz～2～6の数億のLBGが選択されます。数千Mpcまで。最後に、正味のLyaEWと星雲輝線の運動学を結び付ける結果と、Lya吸収およびLya放出LBGの既知の大規模クラスタリング挙動との組み合わせが、z~2における初期の形態と密度の関係を想起させるものであると推測します。-3.
高気相金属度の矮星銀河 WISEA J230615.06+143927.9 の HI
| Title |
HI_in_high_gas-phase_metallicity_dwarf_galaxy_WISEA_J230615.06+143927.9 |
| Authors |
Yan_Guo,_C._Sengupta,_T._C._Scott,_P._Lagos,_Y._Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15724 |
我々は、高気相金属度の矮銀河WISEAJ230615.06+143927.9(z=0.005)(以下、J2306)の分解されたGMRTHI観測を提示し、それが潮汐矮星銀河(TDG)の候補である可能性があるかどうかを調査します。TDGは通常の矮星よりも高い金属性を持っていることが観察されています。J2306は、0.23等の青いg--r色、不規則な光学的形態、および高い金属性(12+log(O/H)=8.68$\pm$0.14)という珍しい組み合わせを持っており、詳細に研究するのに興味深い銀河となっています。詳細。私たちは、J2306が、大きく伸びた、乱れのない回転するHI円盤を持つ、HIが豊富な銀河であることを発見しました。私たちのHIデータを使用してその動的質量を推定し、この銀河がそのHI半径内で支配的な暗黒物質(DM)であることを発見しました。動的質量から推測されるDMの量は、J2306が進化したTDGであることを除外しているようです。広範囲の環境調査により、J2306は、その高いガス金属性の源であった可能性のある他のより大きな銀河から孤立していることが明らかになりました。さらに、この銀河のHI形態と運動学は、高金属性を説明する最近の合体を示す兆候を示していません。J2306の光学分光観測をさらに詳細に行えば、一見平凡な不規則矮銀河がどのようにしてそのような高レベルの金属濃縮を達成したかについての答えが得られるかもしれません。
ディープ ラーニング Voigt プロファイル I. シングルクラウド ダブレット
| Title |
Deep_Learning_Voigt_Profiles_I._Single-Cloud_Doublets |
| Authors |
Bryson_Stemock,_Christopher_W._Churchill,_Avery_Lee,_Sultan_Hassan,_Caitlin_Doughty,_and_Rogelio_Ochoa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16029 |
クエーサー吸収線のフォークトプロファイル(VP)分解は、銀河間ガスと銀河の形成と進化を支配するバリオンサイクルを研究するための鍵となります。VPの速度、柱密度、ドップラー$b$パラメーターは、これらの天体物理環境の運動学的条件、化学条件、イオン化条件を知らせます。従来のVPフィッティングの欠点は、人的時間がかかる可能性があることです。多天体高解像度分光器を備えた次世代の大型全天測量望遠鏡が登場すると、必要な時間は私たちのリソースを大幅に上回るでしょう。ディープラーニングパイプラインは、このペースを維持し、科学的に理解しやすいデータ製品を提供することを約束します。クエーサー吸収線プロファイルの正規化されたピクセル束値から直接VP適合パラメータを予測するための深層学習畳み込みニューラルネットワーク(CNN)の応用を検討します。CNNは、HIRESおよびUVESで観察された56個の単一成分MgII2796、2803二重項吸収線系に適用されました($R=45,000$)。CNNの予測は、統計的に従来のVPフィッターと区別がつきませんでした。利点は、一度トレーニングすると、CNNは人間の専門家VPが手動でプロファイルをフィッティングするよりも$\sim\!10^5$倍速くシステムを処理できることです。私たちのパイロット研究は、CNNが将来クエーサー吸収線システムのバルク解析を実行する可能性を秘めていることを示しています。
狭い吸収線 セイファート 1 銀河 J1429+4518 の流出: 中心源とそのエネルギーからの流出距離
| Title |
Narrow_absorption_line_Outflow_in_Seyfert_1_galaxy_J1429+4518:_Outflows_distance_from_the_central_source_and_its_energetics |
| Authors |
Maryam_Dehghanian,_Nahum_Arav,_Doyee_Byun,_Gwen_Walker,_and_Mayank_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16059 |
セイファート1銀河2MASXJ14292507+4518318のHST/COSスペクトルにおいて、速度-151kms$^{-1}$の狭吸収線(NAL)流出系を特定した。この流出系は、銀河からの吸収谷を示している。\ion{C}{iv}、\ion{N}{v}、\ion{S}{iv}、\ion{Si}{ii}などのイオンの共鳴状態、および\ionからの励起状態{C}{ii}$^{*}$、および\ion{Si}{ii}$^{*}$。流出の調査には、イオン柱密度の測定と光イオン化分析の実施が含まれていました。これらにより、流出の総カラム密度は$\logN_{H}$=19.84[cm$^{-2}]$と推定され、そのイオン化パラメーターは$\logU_{H}$=$-と推定されます。$2.0とその電子数密度は$\logn_{e}$=2.75[cm$^{-3}$]に等しい。これらの測定により、流出系の質量損失率と動的光度を$M$=0.22$\sim$[$M$\sim$yr^{-1}$]と$\logE_と決定することができました。それぞれ、{K}$=39.3\sim[ergs$^{-1}$]。また、流出システムの位置を測定したところ、中央発生源から$\sim$275pcにありました。AGNのエディントン光度に対する流出の動的光度の比率が低いため、この流出はAGNフィードバックプロセスに寄与しません($E_{K}/L_{Edd}\約0.00025\%$)。この流出は、XMM-NewtonとChandraによって天の川で観察された2つの双極ローブの流出と非常によく似ています。
アルマ望遠鏡銀河における金属と塵の進化：将来の JWST 観測への洞察
| Title |
Metal_and_dust_evolution_in_ALMA_REBELS_galaxies:_insights_for_future_JWST_observations |
| Authors |
Marco_Palla,_Ilse_De_Looze,_Monica_Rela\~no,_Stefan_van_der_Giessen,_Pratika_Dayal,_Andrea_Ferrara,_Raffaella_Schneider,_Luca_Graziani,_Hiddo_S._B._Algera,_Manuel_Aravena,_Rebecca_A._A._Bowler,_Alexander_P._S._Hygate,_Hanae_Inami,_Ivana_van_Leeuwen,_Rychard_Bouwens,_Jacqueline_Hodge,_Renske_Smit,_Mauro_Stefanon,_Paul_van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16071 |
アルマ望遠鏡の観測により、宇宙時間の最初の周に大量の塵が存在することが明らかになりました。しかし、金属性に関する制約がないため、金属と粉塵の蓄積状況は依然として非常に不確実です。JWSTは高赤方偏移ターゲットの金属含有量を明らかにし始めており、これは高赤方偏移の塵に覆われた銀河の進化に対するより強い制約につながる可能性があります。この研究では、詳細な化学および塵の進化モデルを使用して、ALMAREBELS調査内の銀河の進化を調査し、JWSTの観測から推測できるさまざまな金属量のシナリオをテストします。このモデルでは、REBELS銀河のノンパラメトリックSFHを使用して、星の質量の増加を追跡します。ガスの流れと粉塵のプロセスに異なる処方を可能にすることで、金属と粉塵の発生に関するさまざまなシナリオがシミュレートされます。モデルの出力は、[CII]158ミクロンラインに基づくガス質量の金属量依存の校正を採用することにより、測定されたダストスケーリング関係と比較されます。銀河の金属含有量とは無関係に、アルマ望遠鏡によって明らかにされた塵の質量を説明するために極端な塵の処方は必要ないことがわかりました。ただし、金属濃縮のレベルが異なると、主要なダスト生成メカニズムも異なり、金属が少ない場合に限り、スターダストの生成が他のISMダストプロセスよりも優勢になります。これは、JWSTによる金属量の測定によって、高赤方偏移銀河における塵の蓄積に関する理解がどのように大幅に改善されるかを示しています。また、モデルが塵とガスの比や塵と恒星の比などの観測値を同時に再現するのに苦労していることも示し、これはおそらく、特に高金属量での現在の校正によるガス質量の過大評価を示していると考えられます。
NGC 300 銀河内の 6 時間変調を備えたソフトで過渡的な超高輝度 X 線源
| Title |
A_soft_and_transient_ultraluminous_X-ray_source_with_6-h_modulation_in_the_NGC_300_galaxy |
| Authors |
A._Sacchi,_P._Esposito,_D._de_Martino,_R._Soria,_G._L._Israel,_A._A._C._Sander,_L._Sidoli,_D._A._H._Buckley,_I._M._Monageng,_A._Tiengo,_M._Arca_Sedda,_C._Pinto,_R._Di_Stefano,_M._Imbrogno,_A._Carleo,_G._Rivolta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14792 |
私たちは、渦巻銀河NGC300の特異な明るさ($\sim$$4\times10^{39}$erg/s)と軟X線過渡現象であるCXOUJ005440.5-374320(J0054)の性質を調査します。2014年のチャンドラ観測で検出された、-時間周期的な磁束変調。チャンドラとXMM-ニュートンによるその後の観測、およびスウィフト・ニール・ゲーレルス天文台で実施されたNGC300とその源の大規模な観測キャンペーンでは、この源が再発性のフレア活動を示していることが示されました。$\sim$8年間にわたって他の4つのバーストが検出されました。モニタリングの。Swift/UVOTアーカイブとXMM-Newton/OMおよびGaiaカタログのデータを使用して、この発生源が明るい青色の光学/紫外線対応物に関連している可能性が高いことに注目しました。このため、私たちは2019年12月に南アフリカ大型望遠鏡で追跡観測を行うことになりました。手元にある複数の波長の情報をもとに、J0054の性質についてのいくつかの可能性について議論します。観測された特異な特徴の全範囲を説明できるものはありませんが、最も有望な2つのシナリオは、Wolf$-$Rayet星伴星を伴う連星系の恒星質量のコンパクトな天体、または反復的な潮汐剥離であることがわかりました。中間質量($\sim1000$$M_\odot$)のブラックホールを持つ系に閉じ込められた恒星天体の様子。
オーストラリアのSKAパスファインダーによる、若くて高度に散乱したパルサーPSR J1032-5804の発見
| Title |
Discovery_of_a_young,_highly_scattered_pulsar_PSR_J1032-5804_with_the_Australian_SKA_Pathfinder |
| Authors |
Ziteng_Wang,_David_L._Kaplan,_Rahul_Sengar,_Emil_Lenc,_Andrew_Zic,_Akash_Anumarlapudi,_B._M._Gaensler,_Natasha_Hurley-Walker,_Tara_Murphy,_Yuanming_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14880 |
我々は、オーストラリア平方キロメートルアレイパスファインダー（ASKAP）の変数および低速過渡現象（VAST）調査の一環として、高度に円偏光した電波源の探索において、若い高度に散乱したパルサーを発見したことを報告する。ムリヤン/パークスによる追跡観測で、PSRJ1032-5804を特定し、周期78.7ミリ秒、分散測定(DM)819$\pm$4pccm$^{-3}$、回転測定-2000を測定しました。$\pm$1radm$^{-2}$、特徴的な年齢は346万円です。我々は、3GHzでのパルス散乱タイムスケールが約22ミリ秒であることを発見しました。これは、1GHzでのタイムスケールが約3845ミリ秒であることを意味します。これは、既知のパルサーの中で3番目に散乱が多く、これまでのパルサー調査で検出されなかったことの説明になります。多波長画像からのパルサーのスペクトルエネルギー分布と周囲の拡張放射を分析することにより、パルサーの局所環境に存在する可能性のあるパルサー風星雲と超新星残骸の同定について議論します。私たちの結果は、連続電波画像から極度に散乱したパルサーを識別できる可能性を強調しています。現在および将来の大規模電波連続体調査は、より極端なパルサー（例えば、高度に散乱している、高度に断続的である、高度に加速されている）を発見する前例のない機会を私たちに提供し、パルサーと星間物質の特性についての理解を高めることになるでしょう。
3D GRMHD シミュレーションによって生成された半分析ジェット モデルのイメージング
| Title |
Imaging_a_Semi-Analytical_Jet_model_Generated_by_3D_GRMHD_Simulation |
| Authors |
Ye_Shen,_Yehui_Hou,_Zhong-Ying_Fan,_Minyong_Guo,_Bin_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14954 |
3DGRMHDシミュレーションを使用して、中心回転BHを囲む降着システムについて、その放出が表面に集中する幾何学的に薄いジェットの画像を研究します。強力な磁場を導入することにより、BH降着の3つの段階が観察されます。(a)最初は降着速度と地平線上の磁束の両方が徐々に増加します。(b)中間段階では、磁束はほぼ飽和に達し、ブランドフォード・ズナジェック(BZ)機構を介してジェットが形成されます。(c)最終的に、システム全体が動的平衡に達し、磁気拘束ディスク(MAD)が形成されます。私たちは、飽和およびMAD領域中のジェット画像を、さまざまな周波数およびさまざまな観察角度から注意深く研究します。ジェット表面の境界付近にU字型の明るい線が存在することが明らかになりました。これは、ジェット表面をかすめる光子の軌道に起因すると考えられます。これらのより明るい線の存在は、幾何学的に薄いジェットのユニークな特徴です。さらに、ジェット画像は、観察された対象の周波数に対して比較的鈍感であることに気づきました。さらに、高度に振動するMAD領域の時間平均画像は、飽和領域の画像とわずかな違いしか示さないことがわかります。
X線連星系における超風と電波放射
私たちは最近、超臨界衝突風バイナリー(SCWB)が粒子加速と非熱放射に適したシナリオであることを提案しました。これらのX線連星系(XRB)では、伴星からの風が、恒星のブラックホールのスーパーエディントン降着円盤から放出される風と衝突します。この衝突では強い衝撃が発生し、粒子の加速とその後のさまざまな非熱放射プロセスによる広帯域放射につながります。特に、電波帯域における光度は$L\about10^{34}\,{\rmerg\,s^{-1}}$程度と推定されます。これらのプロセスの主要な要素の1つは、円盤から放出される超風によってもたらされる力です。さらに、風の光球の形状や温度分布などのいくつかの特性も、非熱放射の吸収と再処理に寄与します。本研究では、上記のプロセスをより深く理解するために、降着円盤から吹き出される強力な風をより詳細に説明します。
Firmamento: 市民および専門科学者向けのマルチメッセンジャー天文学ツール
| Title |
Firmamento:_a_multi-messenger_astronomy_tool_for_citizen_and_professional_scientists |
| Authors |
Dhurba_Tripathi,_Paolo_Giommi,_Adriano_Di_Giovanni,_Rawdha_R._Almansoori,_Nouf_Al_Hamly,_Francesco_Arneodo,_Andrea_V._Macci\`o,_Goffredo_Puccetti,_Ulisses_Barres_de_Almeida,_Carlos_Brandt,_Simonetta_Di_Pippo,_Michele_Doro,_David_Israyelyan,_Andrew_M.T._Pollock,_Narek_Sahakyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15102 |
Firmamento(https://firmamento.hosting.nyu.edu)は、ブレーザーに代表されるマルチ周波数/マルチメッセンジャーエミッターに特化した、新しいコンセプトのWebベースでモバイル対応のデータ分析ツールです。Firmamentoは当初、ニューヨーク大学アブダビ校(NYUAD)の市民研究者プロジェクトをサポートすることを目的としていましたが、古典的および現代の多周波数オープンデータセットに幅広くアクセスできるため、プロの研究者にとって貴重なツールへと進化しました。この観点から、Firmamentoは、Fermi-LAT、Swift、eROSITA、CTA、ASTRIMini-Array、LHAASO、IceCube、KM3Net、SWGOなど。Firmamentoが90を超えるリモートおよびローカルのカタログおよびデータベースから取得したマルチエポックおよびマルチ波長データは、宇宙源のスペクトルエネルギー分布と変動特性を特徴付けたり、物理モデルを制約したりするために使用できます。。Firmamentoは、その高度な専門性、機械学習やその他の方法論を使用してデータを特徴づけること、および包括性への取り組みにより、他のオンラインプラットフォームとは一線を画しています。この特定の観点から、その目的は、科学に興味のある研究者と市民の両方を支援し、データ検索機能の能力が向上し、機械学習/人工知能ツールがより広く利用可能になるにつれて、今後数年間で必ず勢いを増すであろう傾向を強化することです。
| Title |
The_accretion_properties_of_a_low-mass_Active_Galactic_Nucleus:_UGC_6728 |
| Authors |
Prantik_Nandi,_Sachindra_Naik,_Arka_Chatterjee,_Sandip_K_Chakrabarti,_Samar_Safi-Harb_and_Neeraj_Kumari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15104 |
我々は、低質量裸AGNであるUGC~6728のX線観測の約15ドル年（2006年から2021ドル）にわたる包括的な分析を初めて発表する。私たちの研究は、この音源のスペクトル的側面と時間的側面の両方を網羅しています。この光源のスペクトル特性は、さまざまな現象学的および物理的モデルを使用して研究されています。我々は、(a)UGC~6728は裸の核を示しており、視線に沿った$N_H$の寄与が無視できることを示唆しているため、観察されたX線の明るさの変動は水素柱密度($N_H$)に起因するものではないと結論付けます。(b)X線帯域のスペクトルの傾きは、時間の経過に伴う系統的な変化を示し、比較的硬い状態から比較的柔らかい状態への移行を示しています。私たちは、中心天体の周囲の基本的な降着力学がこの挙動を説明していると提案します。X線スペクトルフィッティングを実行することにより、UGC~6728の中心超大質量ブラックホール(SMBH)の質量は$M_{BH}=(7.13\pm1.23)\times10^5$M$_\odotと推定されます。$はスピン$a=0.97^{+0.20}_{-0.27}$、傾斜角$i=49.5\pm14.5$度です。私たちのスペクトル分析と時間分析に基づいて、UGC~6728には顕著なコンプトンハンプがないか、または私たちの分析では検出できない非常に微妙なハンプを示していることが示唆されます。さらに、この線源の高エネルギーX線光子は、コンプトン雲内の逆コンプトン散乱を通じて低エネルギーX線光子から発生した可能性が高く、2つのエネルギー範囲の放射間の関連性が強調されています。観測の最初の部分に強いソフト過剰成分があることに気づきましたが、その後大幅に減少しました。このソフト過剰の変動は、降着力学の観点から説明されます。
非常に暗い X 線連星の性質: 1RXH J173523.7$-$354013 の近赤外分光分析により、巨大な伴星が明らかになりました
| Title |
The_nature_of_very-faint_X-ray_binaries:_Near-infrared_spectroscopy_of_1RXH_J173523.7$-$354013_reveals_a_giant_companion |
| Authors |
A._W._Shaw,_N._Degenaar,_T._J._Maccarone,_C._O._Heinke,_R._Wijnands,_J._van_den_Eijnden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15120 |
非常に暗いX線連星(VFXB)は、非常に低い速度で降着しているように見える連星のブラックホールと中性子星のサブクラスです。あまり理解されていない降着形態に興味深い制約を与えることに加えて、VFXBの性質を解明することは、二進化と個体群モデリングにとって特に興味深いものです。ここでは、近赤外（nIR）分光法を通じて、爆発中性子星と$L_X\sim10^{34のX線輝度で持続的に降着するVFXB1RXHJ173523.7$-$354013(J1735)の性質を調査します。}-10^{35}~L_{\odot}$。私たちの分析によると、近赤外放射は伴星の放射によって支配されており、この伴星は後期G型または初期K型巨人であることが判明しており、これは巨大伴星を持つことが判明したVFXBとして特定された2番目の中性子星となる。私たちは、いくつかのシステム特性が風による共生X線連星と調和することがいかに難しいかを議論します。したがって、我々はまた、J1735が$L_X\sim10^{34}-10^{35}の静止光度を持つ広域連星系(nIR光度曲線における7.5d変調の発見によって裏付けられる)であるという代替シナリオを提案します。~L_{\odot}$、ドナー星がロッシュローブから溢れ出ています。これにより、J1735は1世紀以上ごとに、中性子星Z源と同様にエディントン限界付近の降着速度に達する非常に長く非常に明るい爆発を示す可能性があります。
多波長におけるプラトー発光における二次元と三次元の関係
| Title |
The_two-dimensional_and_three-dimensional_relations_in_the_plateau_emission_in_multi-wavelengths |
| Authors |
Maria_Giovanna_Dainotti,_Biagio_De_Simone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15190 |
ガンマ線バースト(GRB)は、高エネルギー領域での放出モデルをテストするための興味深い物体であり、ハッブル図の大幅な拡張を可能にする高赤方偏移($z=9.4$まで)での観測性を考慮すると、非常に有望な標準化可能なキャンドルです。さらに超新星Ia(SNeIa)の限界、最も遠いものは$z=2.26$にあります。この研究では、X線のプロンプトピーク輝度、X線プラトー端の輝度、プラトー端の静止フレーム時間を含む基本的な平面関係が、GRB放出モデルをテストするための堅牢なベンチマークであるだけではないことを実証します。マグネターのようなものだが、高$z$の宇宙論探査の有望な手段でもある。まず、マグネターモデルとGRB残光相関との関係について説明します。次に、GRBのシミュレーションを通じて、$\Omega_{M}$の推定において最新のSNeIaサンプルと同じ精度を達成するのに何年かかるかを計算します。
エキゾチックな自由度を持つコンパクトな星における普遍的な関係
| Title |
Universal_relations_in_compact_stars_with_exotic_degrees_of_freedom |
| Authors |
Manoj_Kumar_Ghosh,_Anil_Kumar,_Pratik_Thakur,_Vivek_Baruah_Thapa_and_Monika_Sinha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15277 |
超新星残骸のコンパクト星の内部の高密度物質の性質は、地上実験によって制約されないため、コンパクト星の観察可能な特性が高密度の顕微鏡モデルに非常に敏感であるため、コンパクト星からの天体物理学的観測に適応するために現象学的にモデル化されています。案件。しかし、物質モデルとは無関係に、コンパクト星のいくつかの巨視的特性の間には、いくつかの普遍的な関係が存在します。慣性モーメント-潮汐率-四重極モーメントの普遍的な関係を調べます。また、より重いバリオンで構成される核を持つバリオン星と、核物質に囲まれたCFL相のストレンジ・クォーク物質で構成される核を持つハイブリッド星について、非放射振動周波数と星のコンパクトネスとのすでに確立されているいくつかの普遍的な関係も研究します。CFL相のクォーク物質の核を持つハイブリッド星は、通常のクォーク物質を持つハイブリッド星と同じ普遍的な関係に従うことがわかりました。しかし、内核に奇妙な、または奇妙ではないより重いバリオンを有するバリオン星は、普遍的な関係を満たすことができません。
ガンマ線明るい AGN の干渉監視: 4C +28.07 とそのシンクロトロン自己吸収スペクトル
| Title |
Interferometric_Monitoring_of_Gamma-ray_Bright_AGNs:_4C_+28.07_and_its_Synchrotron_Self-absorption_Spectrum |
| Authors |
Myoung-Seok_Nam,_Sang-Sung_Lee,_and_Whee_Yeon_Cheong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15325 |
ブレーザー4C+28.07の複数周波数同時観測の解析結果を紹介します。この観測は、韓国超長基線干渉計(VLBI)ネットワーク(KVN)の主要な科学プログラムであるガンマ線高輝度活動銀河核干渉計監視(iMOGABA)プログラムによって実施されました。4C+28.07のiMOGABAプログラムの観測は、2013年1月16日(MJD56308)から2020年3月13日(MJD58921)まで実施されました。また、フェルミ大配列望遠鏡(Fermi-LAT)光曲線リポジトリからの{\gamma}線データも使用しました。iMOGABAデータとFermi-LATデータを22GHzデータの韻律とデータの有無に応じて0から4までの5つの区間に分割しました。各期間の特徴を調べるために、光度曲線をプロットして比較しました。しかし、期間3の43～86GHzの強い{\γ}線フレアの期間よりも早い時期にピークが観測されました(MJD57400～58100)。したがって、各周波数の最小総クリーン磁束密度は静止磁束(Sq)であり、可変磁束(Svar)は総クリーン磁束密度の値からSqを差し引くことによって得られると仮定しました。次に、隣接する周波数間のスペクトル指数({\alpha})の変動性を比較しました。最も注目すべきは、{\alpha}22-43は、強い{\gamma}線フレアがない場合には光学的に厚いスペクトルを示し、フレアが現れると、{\alpha}22-43は光学的に薄くなりました。可変領域における磁場の特性を知るために、シンクロトロン自己吸収磁場強度(BSSA)と等分配磁場強度(Beq)を求めた。我々は、BSSAが不確実性の範囲内でBeqとほぼ一致していることを発見しました。これは、線源内のSSA領域が{\gamma}線静止期間の等分配条件から大きく逸脱していないことを意味します。
34 年間の観測に基づいて修正された超軟 X 線源 CAL 87 の軌道暦と軌道周期微分値
| Title |
Revised_ephemeris_and_orbital_period_derivative_of_the_supersoft_X-ray_source_CAL_87_based_on_34_years_of_observations |
| Authors |
P._E._Stecchini,_F._Jablonski,_M._P._Diaz,_F._D'Amico,_A._S._Oliveira,_N._Palivanas,_R._K._Saito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15407 |
この研究では、日食の超軟X線源であるCAL87からの34年以上の観測データの分析を紹介します。以前に分析された測定値と未調査の公的に入手可能なデータセットを組み合わせた私たちの研究の主な目的は、CAL87の軌道周期の進化を調べることです。食のタイミングを注意深く一貫して決定した後、私たちはO$-$C(観測値)を構築しました。合計38個のデータポイントを使用した図。私たちの結果は、$\dot{P}=+8.18\pm1.46\times10^{-11}$s/sという決定値で、系の公転周期における正の導関数の確認を提供します。我々は、日食のタイミングに顕著なジッターを観察し、さらに、より長い波長で観察されるX線食と比較して、X線食の系統的な遅延を特定しました。正の周期導関数と日食の固有の変動に寄与する可能性のある関連要因の相互作用について議論します。
拡張放出を伴うガンマ線バーストの起源についての複数のチャネルの新たな証拠
| Title |
New_evidence_of_multiple_channels_for_the_origin_of_gamma-ray_bursts_with_extended_emission |
| Authors |
Q._M.Li,_Q._B._Sun,_K._J._Zhang_and_._Lon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15469 |
ガンマ線バースト(GRB)は、宇宙で最も激しい爆発です。拡張放射を備えたGRB(GRBEE)は、GRBの小さなサブクラスを構成します。GRBEEは、期間ではなくAmatiの経験的関係に従って、EE-IGRBとEE-IIGRBに分類されます。ここでは、これら2つのタイプのGRBが、それらの視感度関数(および形成速度)に基づいて異なる起源を持つかどうかをテストします。したがって、リンデンベルのc^-法を使用して、何の仮定もせずにEEを持つGRBのLFとFRを調査します。2種類のGRBの生成速度を計算します。EE-IGRBの場合、フィッティング関数は、z<2.39および\rho(z)\propto{(1+z)の場合は\rho(z)\propto{(1+z)^{-0.34\pm0.04}として記述できます。z)^{-2.34\pm0.24}}z>2.39の場合。EE-IIの形成速度は、z<0.43および\rho(z)\propto{(1+z)の場合、\rho(z)\propto{(1+z)^{-1.05\pm1.10}}と表すことができます。^{-8.44\pm1.10}}z>0.43の場合。局所的な形成速度は、一部のEE-IGRBでは\rho(0)=0.03Gpc^{-3}yr^{-1}、\rho(0)=0.32Gpc^{-3}yr^{-1}です。EE-IIGRB用。これらの結果に基づいて、我々は、イベント発生率の観点から、EE-IGRBの起源がEE-IIGRBとは異なるという新たな証拠を提供します。EE-IGRBは大質量星の死によって生成される可能性がありますが、EE-IIGRBバーストはSFRとは関係のない他のプロセスから発生する可能性があります。私たちの調査結果は、EEを備えたGRBには複数の生産チャネルがある可能性があることを示しています。
最近リリースされたXMM-Newtonテクニカルノートでは、NuSTARとXMM-NewtonEPICの間の重大なキャリブレーションの問題が明らかになり、EPIC有効領域に対する経験に基づく修正が提供されました。XMM-NuSTARスペクトルの共同解析に対するキャリブレーションの問題によって引き起こされるバイアスを定量化し、補正の有効性を検証するために、この研究では、44個の観測ペアの104個の大きなサンプルに対してNuSTARとEPIC-pnスペクトルのジョイントフィッティングを実行します。X線で明るいAGN。AGNの急速なスペクトル変動による偏りを避けるために、XMM-NewtonとNuSTARの曝露(2つのミッションからのGTIの結合)間の完全な同時性を要求した後にスペクトルが抽出されました。補正前のEPIC-pnスペクトルは、対応するNuSTARスペクトルより$\Delta\Gamma\sim0.1$だけ体系的に硬くなっており、その結果、実行時のカットオフエネルギー$E_{\rmCut}$と反射成分Rの強度が大幅に過小評価されます。ジョイントフィッティング。私たちは補正が非常に効果的であり、最良適合$\Gamma$、$E_{\rmcut}$、およびRの不一致を見事に消去できることを確認しました。そのため、XMM-NuSTARをジョイントフィッティングするときにこの補正を適用することをコミュニティに強く推奨します。スペクトル。さらに、2つのミッションからのGTIを結合するとNuSTARの正味露出時間が大幅に失われるため、多くの場合、結合フィッティングではNuSTARデータのみを利用する場合と比較して利点が得られないことを示します。最後に、スモールウィンドウモードでのXMM-NewtonEPIC-pn露光の高バックグラウンドフレア期間のフィルタリングに関する技術ノートを紹介します。
| Title |
Black_Hole_Ultracompact_X-Ray_Binaries_as_Galactic_Low-frequency_Gravitational_Wave_Sources:_the_He_Star_Channel |
| Authors |
Ke_Qin,_Kun_Xu,_Dong-Dong_Liu,_Long_Jiang,_Bo_Wang,_and_Wen-Cong_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15590 |
ブラックホール(BH)超小型X線連星(UCXB)は、銀河の低周波重力波(GW)発生源となる可能性があります。代替チャネルとして、BHUCXBはBH+Heスター連星から進化できます。この研究では、Heスターチャンネルから進化するBHUCXBの形成と進化に関する詳細な恒星進化モデルを実行し、低周波GW源としての検出可能性を診断します。私たちの計算では、共通包絡線(CE)段階を経た一部の初期のBH+He星連星は、最大GW周波数が$\sim5~\rmmHz$のUCXB-LISA源に進化する可能性があり、これは100mHzの距離で検出できることがわかりました。10kpc(または100kpc)。BH+He星系が物質移動によってUCXBになると、$\sim10^{38}~\rmerg\,s^{-1}$のX線光度を放出し、理想的なマルチメッセンジャー天体となります。He星の初期質量が$\geq0.7M_{\odot}$である場合、これらの系ではロシュローブオーバーフローが2回起こる可能性が高く、X線の明るさは最大$3.5\times10^{39}~に達する可能性があります。\rmerg\,s^{-1}$は第2物質移動段階にあります。銀河BHUCXB-LISA源の初期He星の質量と初期軌道周期は、それぞれ0.32-2.9$M_{\odot}$と0.02-0.19日の範囲にある。上記のパラメータ空間にあるほぼすべてのBH+He連星は、チャープ質量を正確に測定できるGW源に進化する可能性があります。集団合成シミュレーションを使用して、Heスターチャンネルから進化する銀河BHUCXB-LISA源の出生率と検出数は$R=2.2\times10^{-6}~\rmyr^{-1}$と33であると予測します。それぞれ、楽観的なCEパラメータの場合。
| Title |
Physics-Informed_Neural_Networks_for_Predicting_the_Asymptotic_Outcome_of_Fast_Neutrino_Flavor_Conversions |
| Authors |
Sajad_Abbar,_Meng-Ru_Wu,_and_Zewei_Xiong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15656 |
核崩壊超新星(CCSNe)や中性子星合体(NSM)などの最も極端な天体物理環境では、ニュートリノは非常に短いスケールで高速フレーバー変換(FFC)を受ける可能性があります。集中的なシミュレーションにより、FFCが特定のモデルで平衡状態に到達できることが実証されました。この研究では、物理情報に基づいたニューラルネットワーク(PINN)を利用して、特にニュートリノ角度分布の最初の2つのモーメントをターゲットにして、FFCの漸近結果を予測します。これにより、私たちのアプローチは最先端のCCSNおよびNSMシミュレーションに適したものになります。効果的な特徴量エンジニアリングと、予測される$\nu_e$と$\bar\nu_e$の合計数の不一致にペナルティを与えるカスタマイズされた損失関数の組み込みにより、当社のPINNは、誤差範囲$\lesssim3\%$という驚異的な精度を示します。私たちの研究は、FFCをCCSNeとNSMのシミュレーションに組み込む可能性における大幅な進歩を表しており、それによってこれらの異常な天体物理現象に対する理解が深まります。
| Title |
XKN:_a_Semi-analytic_Framework_for_the_Modelling_of_Kilonovae |
| Authors |
Giacomo_Ricigliano,_Albino_Perego,_Ssohrab_Borhanian,_Eleonora_Loffredo,_Kyohei_Kawaguchi,_Sebastiano_Bernuzzi,_Lukas_Chris_Lippold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15709 |
GW170817以降、キロ新星は天文学、天体物理学、原子核物理学界で大きな関心を集めるようになりました。その理由は、中心残骸の運命や惑星の組成など、キロ新星が出現するコンパクトな連星合体に関する重要な情報を明らかにする可能性があるためです。排出された物質。したがって、分析に使用されるモデルの状況は急速に進化しており、さまざまな目的に複数のアプローチが使用されています。この論文では、ボロメータ光度とそのような過渡現象の広帯域光曲線を予測および解釈する半解析フレームワークであるxknを紹介します。xknは、さまざまな噴出物の構成要素と非球形の形状を考慮した合体噴出物の構造をモデル化します。タイムスケールとランダムウォーク引数に基づく文献の光度曲線モデルに加えて、相同膨張する材料の放射伝達方程式の解に基づいた新しいモデルxkn-diffが実装されています。さまざまな噴出物の状態を特徴付けるために、時間と組成に依存する加熱速度、熱化効率、および不透明度が使用されます。xkn光曲線を参照放射伝達計算と比較したところ、xkn-diffが以前の半解析処方よりも大幅に改善されていることがわかりました。私たちは、xknを広範なパラメーター推定データ分析アプリケーションにとって理想的なツールであると考えています。
| Title |
Neutron_stars_in_accreting_systems_--_signatures_of_the_QCD_phase_transition |
| Authors |
Noshad_Khosravi_Largani,_Tobias_Fischer,_Shota_Shibagaki,_Pablo_Cerd\'a-Dur\'an,_and_Alejandro_Torres-Forn\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15992 |
主系列星伴星とともに連星系で誕生する中性子星（NS）は物質移動を経験することがあり、その結果、NSの表面に物質が蓄積します。これは、NS質量の継続的な増加と、それに伴う重力ポテンシャルの急峻化につながります。中心密度が、核、一般にハドロン物質から、現在QCDの漸近的自由度によって上限からのみ制約されている量である非閉じ込めクォークグルーオンプラズマへの相転移の開始を超えると、系はその出現により動的応答を経験する可能性があります。状態方程式(EOS)における追加の自由度。これは、ハドロンとクォーク物質の共存領域での遷移中にEOSの急速な軟化を引き起こす可能性があります。この現象は静水圧構成に関連して長い間研究されてきましたが、この問題の力学的意味はまだ不完全に理解されています。本論文の本質は、一次QCD相転移の存在によって引き起こされる、事前に付加されたエンベロープを使用してNSのダイナミクスをシミュレートすることです。したがって、ニュートリノ放射流体力学処理は、球対称における完全一般相対論的アプローチに基づいて採用され、3フレーバーのボルツマンニュートリノ輸送と、一次ハドロン-クォーク相転移を含む顕微鏡モデルEOSを実装します。関連するニュートリノ信号は、ニュートリノ束と平均エネルギーの突然の上昇を示し、銀河系事象の現世代のニュートリノ検出器で観測可能となり、重力波モード解析により、支配的な$f$と第一重力$gの挙動が明らかになりました。$モードは、QCD相転移にわたるNS進化中に励起されます。
コンパクト天体への降着の天体物理学の問題点
過去10年間に新しい観測と新しい理論的結果により、コンパクトな天体への降着の物理学に対する理解が深まりましたが、多くの古い疑問やいくつかの新しい疑問や問題が答えや解決を待っています。私は、激変変星とX線連星過渡現象の両方に適用された円盤の熱粘性不安定性モデルが、これらの系に降着子の表面または最後の安定軌道まで延びる平坦な降着円盤が存在すると仮定すると、どのようにして結論を導き出すのかを示します。そしてその外縁に物質が供給されるというのは、これらの物体の説明としては単純すぎて不十分です。また、ほとんどの場合、これらのディスクは(異常な)粘度だけでは駆動できないことも明らかです。大変動変光星やX線連星で観察されるスーパーハンプの起源は、通説に反してまだ不明です。磁性白色矮星系の降着において、矮新星タイプではない爆発は、磁気ゲートの不安定性や熱核微新星爆発が原因である可能性があります。X線過渡現象の「典型的な」光の変化は解析式で説明できますが(ただし、その減衰位相は指数関数的ではありません)、多くの場合、これらのシステムにおける光の変化ははるかに複雑であることが観察によって示されています。基本的な議論は、パルス超光度X線システムではマグネターが不可能であることを示していますが、磁化された中性子星への超臨界降着と、その結果として生じる(必然的にビームを照射された)放出についての完全で矛盾のない説明はまだありません。活動銀河核には連星系で観察されるのと同じタイプの降着円盤が含まれていると（ほぼ）広く信じられているが、この主張の真実を裏付ける証拠は乏しく、超大質量ブラックホール上への降着流の構造はまだ解明されていない。
はくちょう座 X-1 の相関スペクトルと反復変動
我々は、ISSに搭載されたロッシX線タイミングエクスプローラー全天モニターと全天X線画像日本モニターによる観測を組み合わせた、ブラックホールX線連星白鳥座X-1の再発解析の結果を紹介します。時間依存のウィンドウ反復プロット(RP)から、音源の動的挙動を記述する10個の反復量を計算し、それらを各時点のスペクトル状態と比較します。我々は、高度に決定論的または高度に確率論的な力学的領域への移行に対応する状態変化のエポックと、それらの特定のスペクトル状態との相関関係を特定します。さまざまなサイズの時間依存RPについて、k-最近傍モデルとランダムフォレストモデルを比較します。シグナスX-1のスペクトル状態は、反復特性のみに基づいて、さまざまなRPサイズにわたって調査された両方のタイプのモデルで95%以上の精度で予測できます。スペクトル状態を区別するRPからの主な特徴は、決定論、シャノンエントロピー、平均線長であり、これらはすべて、ソフト状態と比較してハード状態の方が体系的に高くなります。私たちの結果は、はくちょう座X-1のハード状態とソフト状態が明確な動的変動を示し、時間領域のみをスペクトル状態の分類に使用できることを示唆しています。
SAX J1810.8-2609]{SAX J1810.8-2609: 持続的な空間的に同時の電波放射を伴う爆発中性子星 X 線連星
| Title |
SAX_J1810.8-2609]{SAX_J1810.8-2609:_An_Outbursting_Neutron_Star_X-ray_Binary_with_Persistent_Spatially_Coincident_Radio_Emission |
| Authors |
A._K._Hughes,_G._R._Sivakoff,_J._van_den_Eijnden,_R._Fender,_J._C._A._Miller-Jones,_and_E._Tremou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16072 |
今回我々は、中性子星低質量X線連星SAXJ1810.8-2609のX線と電波による共同モニタリングについて報告する。私たちのモニタリングは、2021年の約5か月にわたる爆発の全体をカバーし、その電波とX線の明るさと、「ハードのみ」の爆発と一致するX線スペクトル特性との間の時間的相関関係を明らかにした。バースト中、最適な無線位置は大きな変動を示し、空の複数の場所からの放射が示唆されます。さらに、2023年の追跡観測では、SAXJ1810.8-2609がX線静止状態に戻ってから約2年後に、持続的で未解決の急峻なスペクトル電波源が存在することが明らかになりました。我々は、無関係なバックグラウンド源、長時間持続するジェット噴出、および遷移ミリ秒パルサーとしてのSAXJ1810など、持続的放射の潜在的な起源を調査しました。偶然の一致確率は低い(<0.16%)ものの、無関係な背景ソースが最も可能性の高いシナリオであることに変わりはありません。SAXJ1810.8-2609は約5年ごとにアウトバーストするため、より高い感度と改善された空間解像度(たとえば、カールG.ジャンスキー超大型アレイまたは平方キロメートルアレイを使用)で次のバースト中に発生源を監視できるはずです。2つのコンポーネントを識別します(持続的な放射がバックグラウンドソースから発生している場合)。発生源が1つだけ観測された場合、これは持続的な放出が局所的なSAXJ1810.8-2609であることの強力な証拠となるでしょう。また、持続的な放出を示した中性子星X線連星は存在しないため、今後の監視活動は基礎となる物理メカニズムの理解に焦点を当てる必要があります。無線信号には同時にX線が放出されません。
麗江10cmコロナグラフの対物レンズ上の塵によって生じる散乱背景の特性評価と補正
| Title |
Characterization_and_Correction_of_the_Scattering_Background_Produced_by_Dust_on_the_Objective_Lens_of_the_Lijiang_10-cm_Coronagraph |
| Authors |
Feiyang_Sha,_Yu_Liu,_Xuefei_Zhang_and_Tengfei_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14784 |
強い太陽光に直接さらされた対物レンズからの散乱光は、内部オカルトコロナグラフの主な迷光源です。対物レンズ上の塵による散乱などの変動する迷光は、コロナル画像にさまざまな散乱背景を生成し、画質とデータ分析に大きな影響を与える可能性があります。麗江10cmコロナグラフによって取得されたデータを使用して、対物レンズ上の塵の分布と結果として生じる散乱背景バックグラウンドとの間の定量的関係が分析された。散乱バックグラウンドの2つの経験的モデルが導出され、生のコロナデータを補正するために使用されます。2番目のモデルは、3つのパラメーターに依存し、より優れたパフォーマンスを示します。散乱バックグラウンドの分布が角度によって変化し、高さの増加とともに弱まり、対物レンズ上の塵レベルの増加とともに強化されることを示しています。さらに、対物レンズの中心上の塵は、端よりも散乱背景に大きく寄与する可能性があることがわかりました。この研究は、塵によって発生する迷光がコロナグラフの対物レンズに与える重大な影響を定量的に確認しただけでなく、この迷光によるコロナデータの補正も初めて行いました。塵散乱光の補正は、地上のコロナグラフデータの高精度キャリブレーションにとって重要であり、コロナ構造のより正確な解析を可能にします。さらに、私たちのモデルは、地上のコロナグラフを使用した将来の日常的なコロナ磁場測定のための信頼できる観測データの提供をサポートすることを想定しています。
| Title |
Robust_Joint_Estimation_of_Galaxy_Redshift_and_Spectral_Templates_using_Online_Dictionary_Learning |
| Authors |
Sean_Bryan,_Ayan_Barekzai,_Delondrae_Carter,_Philip_Mauskopf,_Julian_Mena,_Danielle_Rivera,_Abel_S._Uriarte,_Pao-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14812 |
オンライン辞書学習アルゴリズムの非線形拡張を使用して、天文スペクトル調査データを分析する新しいアプローチを紹介します。SPHERExなどの現在および今後の調査では、スペクトルデータを使用して、何百万もの銀河の赤方偏移を推定することで宇宙の3Dマップを構築します。既存のアルゴリズムは手動で厳選された外部テンプレートに依存しており、モデルの不一致エラーによりパフォーマンスが制限されています。私たちのアルゴリズムは、データセット全体に共通する基礎となるスペクトル特徴と各銀河の赤方偏移の両方を共同推定することで、この制限に対処します。私たちのオンラインアプローチは、メモリ内で一度に1つのスペクトルのみを処理するため、大規模なデータセットにも十分に対応できます。私たちのアルゴリズムは、模擬SPHERExデータセットを分析する際に最先端の既存のアルゴリズムよりも優れたパフォーマンスを発揮し、ノイズのないデータを分析する際に0.18%のNMAD標準偏差と0.40%の致命的なエラー率を達成しました。また、私たちのアルゴリズムは、広範囲の信号対雑音比(SNR)で良好に機能し、パーセント未満のNMADと、SNR中央値の20を超える致命的なエラーを実現します。私たちはアルゴリズムをgithub.com/HyperspectralDictionaryLearning/BryanEtAl2023で公開しました。
KM3NeT デジタル光モジュールの電源ボード: 設計、アップグレード、および製造
| Title |
The_Power_Board_of_the_KM3NeT_Digital_Optical_Module:_design,_upgrade,_and_production |
| Authors |
S._Aiello,_A._Albert,_S._Alves_Garre,_Z._Aly,_A._Ambrosone,_F._Ameli,_M._Andre,_E._Androutsou,_M._Anguita,_L._Aphecetche,_M._Ardid,_S._Ardid,_H._Atmani,_J._Aublin,_F._Badaracco,_L._Bailly-Salins,_Z._Bardacova,_B._Baret,_A._Bariego_Quintana,_S._Basegmez_du_Pree,_Y._Becherini,_M._Bendahman,_F._Benfenati,_M._Benhassi,_D._M._Benoit,_E._Berbee,_V._Bertin,_V._van_Beveren,_S._Biagi,_M._Boettcher,_D._Bonanno,_J._Boumaaza,_M._Bouta,_M._Bouwhuis,_C._Bozza,_R._M._Bozza,_H.Branzas,_F._Bretaudeau,_R._Bruijn,_J._Brunner,_R._Bruno,_E._Buis,_R._Buompane,_J._Busto,_B._Caiffi,_D._Calvo,_S._Campion,_A._Capone,_F._Careniniu,_V._Carretero,_T._Cartraud,_P._Castaldi,_V._Cecchini,_S._Celli,_L._Cerisy,_M._Chabab,_M._Chadolias,_C._Champion,_A._Chena,_S._Cherubini,_T._Chiarusi,_M._Circella,_R._Cocimano,_J._A._B._Coelho,_et_al._(220_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14872 |
KM3NeTコラボレーションは、デジタル光学モジュールとして知られる光検出器の3次元アレイで構成される2台のニュートリノ望遠鏡で構成される水中ニュートリノ観測所を地中海の底に建設しています。各デジタル光学モジュールには、直径0.44mの耐圧ガラス球の表面に分散された31個の3インチ光電子増倍管のセットが含まれています。このモジュールには、電力、読み出し、データ取得のための校正機器と電子機器も含まれています。電源ボードは、デジタル光モジュールのすべての要素に電力を供給するために開発されました。電源基板の設計は2013年に始まり、いくつかのプロトタイプが製造され、テストされました。KM3NeTコラボレーション内のさまざまな研究所での徹底的な検証プロセスの後、量産バッチが開始され、これまでに1,200を超える電源ボードが構築されました。これらのボードは、2023年10月まですでに製造および導入されているデジタル光モジュール828に統合されました。2017年に、信頼性と効率を向上させるための電源ボードのアップグレードが開始されました。試作シリーズの検証後、800個のアップグレードされたボードの生産バッチが現在進行中です。この文書では、天文台の耐用年数全体を通じて地中海の海底での安全な運用を保証するために実施された信頼性の研究とテストを含む、電源基板の設計、アーキテクチャ、アップグレード、検証、および製造について説明します。
Mini-EUSO 望遠鏡データ内の流星跡を認識するためのニューラル ネットワーク ベースのアプローチ
| Title |
Neural_Network_Based_Approach_to_Recognition_of_Meteor_Tracks_in_the_Mini-EUSO_Telescope_Data |
| Authors |
Mikhail_Zotov,_Dmitry_Anzhiganov,_Aleksandr_Kryazhenkov,_Dario_Barghini,_Matteo_Battisti,_Alexander_Belov,_Mario_Bertaina,_Marta_Bianciotto,_Francesca_Bisconti,_Carl_Blaksley,_Sylvie_Blin,_Giorgio_Cambi\`e,_Francesca_Capel,_Marco_Casolino,_Toshikazu_Ebisuzaki,_Johannes_Eser,_Francesco_Fenu,_Massimo_Alberto_Franceschi,_Alessio_Golzio,_Philippe_Gorodetzky,_Fumiyoshi_Kajino,_Hiroshi_Kasuga,_Pavel_Klimov,_Massimiliano_Manfrin,_Laura_Marcelli,_Hiroko_Miyamoto,_Alexey_Murashov,_Tommaso_Napolitano,_Hiroshi_Ohmori,_Angela_Olinto,_Etienne_Parizot,_Piergiorgio_Picozza,_Lech_Wiktor_Piotrowski,_Zbigniew_Plebaniak,_Guillaume_Pr\'ev\^ot,_Enzo_Reali,_Marco_Ricci,_Giulia_Romoli,_Naoto_Sakaki,_Kenji_Shinozaki,_Christophe_De_La_Taille,_Yoshiyuki_Takizawa,_Michal_Vr\'abel_and_Lawrence_Wiencke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14983 |
Mini-EUSOは、国際宇宙ステーションからの地球の夜行大気中の紫外線(UV)放射を記録する広角蛍光望遠鏡です。流星は、可視範囲だけでなく紫外線でも現れる複数の現象の1つです。二項分類問題に関して、Mini-EUSOデータ内の流星信号を高精度で認識できる2つの単純な人工ニューラルネットワークを紹介します。私たちは、信号の性質に関係なく、同様のアーキテクチャが他の蛍光望遠鏡の信号認識に効果的に使用できることを期待しています。そのシンプルさにより、ネットワークは将来の軌道または気球実験の搭載電子機器に実装することができます。
天文学における女性の地位: 包括性と機会均等の推進の必要性
| Title |
Status_of_Women_in_Astronomy:_A_need_for_advancing_inclusivity_and_equal_opportunities |
| Authors |
Mamta_Pandey-Pommier,_Arianna_Piccialli,_Belinda_J._Wilkes,_Priya_Hasan,_Santiago_VargasDominguez,_Alshaimaa_Saad_Hassanin,_Daniela_Lazzaro,_Claudia_D._P._Lagos,_Josefa_Masegosa,_Lili_Yang,_David_Valls-Gabaud,_John_Leibacher,_Dara_J._Norman,_Jolanta_Nastula,_Aya_Bamba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15364 |
天文学やSTEM分野の女性は、そのキャリアを通じて体系的な不平等に直面しています。詳細な統計データに裏付けられた意識向上は、キャリアの進歩におけるハードルを注意深く監視し、職場の平等に対する根底にある障壁に対処するための最初のステップとなります。これは、ひいてはSTEMキャリアにおける男女不均衡の是正に貢献します。IAU執行委員会の一部である国際天文学連合天文学における女性(IAUWiA)作業グループは、天文学における女性の地位に対する意識を高め、世界中の女性天文学者の願望を支援することに専念しています。その使命には、天文学の分野における女性と男性の両方の平等な機会を促進するための具体的な行動をとることが含まれています。2021年8月、IAUWiAワーキンググループは新たな組織委員会を設立し、包括的な4項目の計画を発表した。この計画は、以下を含むグループの使命のさまざまな側面を強化することを目的としています:(i)意識の持続性:調査とデータ収集を通じて達成、(ii)トレーニングとスキル構築:専門能力開発に焦点を当てる、(iii)資金調達:主要な取り組みを支援する、(iv)コミュニケーション:会議、WGマガジン、ニュースレターなどを通じて結果を広めます。この出版物は、天文学における女性のキャリアに影響を与える要因、特に母親のキャリアに焦点を当てた集中調査の概要を提供します。これは、この分野の女性研究者に対する包括的な政策、機会均等、資金援助の欠如を浮き彫りにしています。最後に、天文学における包括性と機会均等を推進するためにIAUWiA作業部会が行った具体的な取り組みを要約します。
Gaia DR3 の広二重白色矮星連星を使用した初期-最終質量関係の測定
| Title |
Measuring_the_Initial-Final_Mass-Relation_using_wide_double_white_dwarf_binaries_from_Gaia_DR3 |
| Authors |
Mark_A._Hollands,_Stuart_P._Littlefair,_and_Steven_G._Parsons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14801 |
初期-最終質量関係(IFMR)は、主系列星の質量を白色矮星の子孫にマッピングします。IFMRを測定する最も一般的なアプローチは、クラスター内の白色矮星を使用することでした。ただし、ベイジアンアプローチを使用して、幅の広い二重白色矮星を使用してIFMRを測定できることが示されています。VLTのFORS2を使用して、90個のガイア二重白色矮星の大規模なサンプルを観察しました。52個のDA+DA、DA+DC、DC+DCペアを考慮して、拡張ベイジアンフレームワークを適用してIFMRを詳細に調査しました。私たちの単調IFMRは、1～5Msunの初期質量の観測結果によって十分に制約されており、1～4Msunの範囲では主に0.03Msun以上の精度に制約されています。我々は、単一星の進化から逸脱する系の存在下でIFMRをロバストに決定するためにベイジアン混合モデルを使用して、フレームワークに重要な拡張を追加します。異常値の割合は59$\pm$21パーセントと大きく不確実であり、異常値システムでは冷却年齢の差にさらに$0.70^{+0.40}_{-0.22}$Gyrの不確実性が必要であることがわかりました。ただし、この部分は、異常値に最も敏感な0.9Msun付近の大規模なコンポーネントを備えた少数のシステムによって支配されていることがわかりましたが、4つのシステムを合併候補として確立することもできます。
MUSE で新星殻の 3D 構造を明らかに -- RR Pic の事例
| Title |
Unveiling_the_3D_structure_of_nova_shells_with_MUSE_--_The_case_of_RR_Pic |
| Authors |
Lientur_Celed\'on_and_Linda_Schmidtobreick_and_Claus_Tappert_and_Fernando_Selman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14843 |
新星噴火は、十分な量の物質が白色矮星主星の表面に降着したときに、激変変数で発生します。その結果、それまで蓄積されていた物質が星間物質中に放出され、系の周囲に拡大する新星殻が形成されます。新星爆発中の放出メカニズムがどのように機能するかを完全に理解するには、新星殻の形態を形作る物理的プロセスを理解することが不可欠です。古典新星RRPic(NovaPic1925)の周囲の新星殻は、その近さと年齢により、進化する新星殻の形態を研究するための理想的なターゲットです。この研究では、殻の3D形態の抽出に特に重点を置いた、RRPicnova殻のIFS研究を紹介します。新星殻は、ESO-VLTに設置されたマルチユニット分光探査機(MUSE)によって観察されました。MUSEデータキューブは、H$\rm\alpha$、H$\rm\beta$、[OIII]では新星殻の存在を確認し、[NII]では非常にかすかに新星殻の存在を確認します。以前の観察と比較すると、殻は自由膨張段階を継続しているが、殻の異なる部分は明らかに異なる速度で膨張していることが示唆されています。データ分析は、殻が赤道リングと極フィラメントで構成されているという以前の見解を裏付けています。同時に、新しいデータは、[OIII]が水素が観察されない熱帯地域の殻の隙間に閉じ込められていることも明らかにしました。磁束測定は、シェルの磁束の約99%が赤道リングに閉じ込められている一方、極性フィラメントはNEフィラメントとSWフィラメントの間で磁束の非対称性を示していることを示しています。殻の質量は約5x10$^{-5}$M$_\odot$と推定されました。3D抽出データの解析から、リング構造は中心連星から約8,000天文単位まで伸びており、位置角度は約155度、傾斜は約74度であることが判明しました。
EUHFORIAを使用したデータ制約CMEモデリングにおけるスフェロマック回転の研究とBz予測への影響の評価
| Title |
Studying_the_spheromak_rotation_in_data-constrained_CME_modelling_with_EUHFORIA_and_assessing_its_effect_on_the_Bz_prediction |
| Authors |
Ranadeep_Sarkar,_Jens_Pomoell,_Emilia_Kilpua,_Eleanna_Asvestari,_Nicolas_Wijsen,_Anwesha_Maharana,_and_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15616 |
宇宙天気予報における重要な課題は、惑星間コロナ質量放出(ICME)の磁場トポロジー、特に地球方向のCMEの南北磁場成分(Bz)を正確に予測することです。HeliosphericMHDモデルは通常、CMEの磁気構造を表現するためにスフェロマックを使用します。しかし、周囲の惑星間磁場に挿入されると、スフェロマックは「スフェロマック傾斜不安定性」として知られる状態を彷彿とさせる現象を経験し、その磁軸が回転する可能性があります。宇宙天気予報の観点からは、現実的な事象研究のためにスフェロマックモデルを実装しながら、1天文単位でのBzの予測に対するこの回転の影響を理解することが重要です。この研究では、「欧州太陽圏予報情報資産」(EUHFORIA)を使用して、2013年4月11日のCMEイベントをモデル化することでこれを研究します。私たちの結果は、スフェロマックの最大90度の重要な回転が1auに達するまでに発生し、この回転の大部分は0.3au未満で発生することを示しています。この全回転により、1auでのICMEの磁場トポロジーの予測が不十分になりました。この問題に対処するために、回転の緩和に対するスフェロマック密度の影響をさらに調査しました。結果は、密度が高くなるほどスフェロマックの回転が小さくなることを示しています。重要なのは、スフェロマック回転が最小限である場合、Bzの予測に関連する不確実性が大幅に減少することが観察されたことです。したがって、我々は、スフェロマックの回転が解析された事象のBz予測に悪影響を与えると結論付け、宇宙天気予報の全球MHDモデルでスフェロマックを使用する場合には注意が必要であることを強調しました。
パーカー太陽探査機の測定による定常サブアルフブ太陽風の特性とスーパーアルフブ風との比較
| Title |
Properties_of_Steady_Sub-Alfv\'enic_Solar_Wind_in_Comparison_with_Super-Alfv\'enic_Wind_from_Measurements_of_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
Yiming_Jiao,_Ying_D._Liu,_Hao_Ran,_and_Wenshuai_Cheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15622 |
私たちは、遭遇8から遭遇14までのパーカー太陽探査機(PSP)の測定から、10以上の安定したサブアルフエニック太陽風間隔を特定しました。これらのサブアルフブ風間隔の分析により、同様の特性と同様の起源が明らかになります。。現場測定では、これらの区間では密度の低下と比較的低い速度の結果、半径方向のアルフエンマッハ数が減少しており、これらの区間ではスイッチバックが抑制されていることが示されています。磁気源の追跡は、これらのサブアルフエン流が一般にコロナホール内部の境界、または開いた磁場の狭い/小さな領域から発生していることを示しています。このような性質と起源は、これらの流れが低マッハ数境界層(LMBL)であることを示唆しています。LMBLは、Liuらによって提案された原始太陽風の特別な成分です。（2023年）。我々は、LMBL風、コロナホールの奥深くから吹く速い風、そして遅いストリーマ風が、太陽付近の若い太陽風の3つの典型的な要素を構成していることを発見した。これらのサブアルフエンの区間では、アルフエンの半径は15から25太陽半径の間で変化しますが、超アルフエンの風のアルフエンの半径は通常12半径です。これらの結果は、太陽付近のPSP測定を解釈する首尾一貫した図を与えます。
磁力測定: 線対の反転から生じる基本的な曖昧さを解決する
すべての磁場ベクトル測定はあいまいな結果につながります。我々は、同じ多重項に属しているが異なる吸収係数を持ち、FeI6302.5Aと6301.5Aのように2つの異なる深さで形成される2つの異なる線での観測により、ゼーマン信号の解釈から残る方位角の曖昧性の解決が可能になることを示します。ゼーマン効果の解釈によって測定されるのは磁場Hであり、発散のない磁気誘導Bではありません。私たちは、星の表面の重力と密度によって強く成層化された光球の異方性がdivHにどのような影響を与えるかを分析します。そして、このような状況で曖昧性の解決をどのように実行する必要があるか。結果として、2つの曖昧性が解決されたフィールドベクトルマップが2つの異なるが近い高度で取得され、rotH=Jを介して電流密度のフルベクトルを導出することが可能になります。これにより、電流密度の水平成分が明らかになり、一般によく知られている垂直成分よりも著しく大きいことがわかります。我々はいくつかの体系的な傾向を観察しており、その例を論文で紹介しています。例えば、スポットを正極性スポットの周りで時計回りに、負極性スポットで反時計回りに包み込む円形電流や、活性領域の中性線を横切る強い水平電流成分などです。最後に、NaID1線とD2線が別の同様の線対を形成していることを指摘し、THEMIS望遠鏡観測による完全なベクトルマッピング(磁場と電流密度)へのそれらの適用のテストに成功しました。したがって、私たちはそれらが形成される低彩層へのアクセスとしてそれらを提案します。このような観察の例も論文で報告されています。
| Title |
Stellar_Black_Holes_and_Compact_Stellar_Remnants |
| Authors |
Guglielmo_Costa,_Martyna_Chru\'sli\'nska,_Jakub_Klencki,_Floor_S._Broekgaarden,_Carl_L._Rodriguez,_Tana_D._Joseph,_Sara_Saracino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15778 |
LIGO-Virgo-KAGRA共同研究(LVK)による最近の重力波(GW)の観測は、私たちの宇宙を研究する新たな機会を提供しました。LVKは、ブラックホール(BH)のいくつかの合体現象を検出することで、連星ブラックホール(BBH)系の形成をより深く理解し、観測されたものを解釈するために、単一星、連星星、および複数星の進化の理論モデルを改善するよう天文学界に促してきました。プロパティ。合体前の最終的なBBHシステム構成は、星の内部構造の進化に関連するプロセスや、伴星や環境(星団など)との相互作用によるプロセスなど、いくつかのプロセスに依存します。この章では、単一系、連星系、および複数系における恒星BHの形成シナリオの概要を説明します。私たちは、BHの形成に影響を与えるすべての重要な物理プロセスをレビューし、これらのとらえどころのない物体を検出し、その特性を制約するために使用される方法論について議論します。
古典的セファイドの経験的不安定性ストリップ: I. LMC 銀河
| Title |
Empirical_instability_strip_for_classical_Cepheids:_I._The_LMC_galaxy |
| Authors |
F._Espinoza-Arancibia,_B._Pilecki,_G._Pietrzy\'nski,_R._Smolec,_P._Kervella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15849 |
古典的セファイドの不安定性ストリップ(IS)は理論的に広く研究されてきました。理論上のISエッジと、入手可能な最新のセファイドカタログを使用して経験的に得られたものとを比較することで、IS境界の位置を決定する物理プロセスについての洞察が得られます。この研究では、理論モデルと比較できる固有のエッジを取得するために、大マゼラン雲(LMC)内の古典的セファイドのISの位置を実験的に調査し、その幅を増大させる影響を考慮します。我々は、OGLE-IV変光星カタログからの古典的な基本モード(F)と第一倍音(1O)LMCセファイドのデータと、文献からの最近の高解像度赤化マップを使用します。私たちの最終サンプルには、2058Fセファイドと138710セファイドが含まれています。Hertzsprung-Russellダイアグラム上のそれらの位置を研究し、ストリップに沿った色分布のエッジを追跡することによってIS境界を決定しました。$\logT_{\rmeff}$と$\logL$に加えて、VおよびI測光バンドのISの青と赤のエッジを取得します。得られた結果は、これまで報告されていなかった、約3日間のセファイド周期に位置する休憩を示しています。経験的な境界線を文献で公開されている理論的な境界線と比較し、特定のパラメーターセットについて良好な一致が得られます。ISの境界の断絶は、ISのかすかな部分で2番目と3番目に交差する古典的セファイドの人口減少によって説明される可能性が最も高い。なぜなら、この質量範囲の進化の軌跡の青いループは、LMCでISを横断できるほど青方向に伸びていないからである。金属性。経験的境界と理論的境界を比較した結果は、経験的ISが理論モデルを制約するための有用なツールであることを証明しています。
冷却中の白色矮星による赤色巨星への照射によって引き起こされるT CrB の二次極大値
反復共生新星TCrBの1866年と1946年の爆発はどちらも、最初の爆発から約5か月後に明るさがピークに達する謎の二次最大光を示しました。これまでのすべてのモデリングの試みに共通していたのは、TCrBの二次極大値がRGの上合での通過と位相がずれているだろうとの根拠に基づいて、赤色巨星(RG)の単純照射を拒否することでした。この推論には、赤色巨星を照射している白色矮星(WD)の温度が一定であるという仮定が暗黙的に含まれています。冷却WDによるRGの照射が、明るさと色の両方の点で二次最大値の測光的進化をうまく再現し、位相オフセットを除去し、現場でテストしやすい簡単な説明を提供することを放射モデリングによって示します。次に差し迫った爆発。
JWST 開口マスキング干渉法 (AMI) による初見: レイリー限界を超えたウルフ・ライエ連星 WR 137 の周囲の星周塵の解決
| Title |
A_First_Look_with_JWST_Aperture_Masking_Interferometry_(AMI):_Resolving_Circumstellar_Dust_around_the_Wolf-Rayet_Binary_WR_137_beyond_the_Rayleigh_Limit |
| Authors |
Ryan_M._Lau,_Matthew_J._Hankins,_Joel_Sanchez-Bermudez,_Deepashri_Thatte,_Anthony_Soulain,_Rachel_A._Cooper,_Anand_Sivaramakrishnan,_Michael_F._Corcoran,_Alexandra_Z._Greenbaum,_Theodore_R._Gull,_Yinuo_Han,_Olivia_C._Jones,_Thomas_Madura,_Anthony_F._J._Moffat,_Mark_R._Morris,_Takashi_Onaka,_Christopher_M._P._Russell,_Noel_D._Richardson,_Nathan_Smith,_Peter_Tuthill,_Kevin_Volk,_Gerd_Weigelt,_and_Peredur_M._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15948 |
近赤外イメージャとスリットレス分光器（NIRISS）を使用したJWSTによる、大質量連星系Wolf-Rayet（WR）137の衝突風によって新たに形成されたダストの赤外開口マスキング干渉法（AMI）観察を紹介します。WR137と点広がり関数校正星HD~228337のNIRISSAMI観測は、長官裁量早期放出科学(DD-ERS)プログラム1349の一環として、2022年7月と8月にF380MフィルターとF480Mフィルターを使用して撮影されました。WR137「インターフェログラム」からの干渉計の観測値(二乗可視性と閉塞位相)は、ImPlaneIA、AMICAL、およびSAMpipの3つの独立したソフトウェアツールを使用して抽出および校正されました。校正された観測値の分析では、ImPlaneIAによって測定された閉鎖相のわずかな不一致を除いて、一貫した値が得られました。3セットのキャリブレーションされた観測値すべてに基づいて、BSMEM、IRBis、SQUEEZEの3つの独立したソフトウェアツールを使用して画像が再構成されました。再構成されたすべての画像の組み合わせにより、F380MフィルターとF480Mフィルターの両方で一貫した画像が生成されました。WR137の再構成画像からは、$\sim300$masの線状フィラメントが北西に伸びている明るい中心核が明らかになりました。塵の生成が連星系の軌道面に限定され、連星系が近点に近づくにつれて強化される幾何学的な衝突風モデルは、干渉計の観測値と再構成された画像との大まかな一致をもたらしました。衝突風の塵の凝縮解析に基づいて、WR137の軌道面内での塵の形成は、回転軸が軌道の軸と一致している高速回転するO9伴星からの赤道付近での質量損失の増加によって引き起こされることを示唆しています。
低活動時には磁気的に静かな太陽表面がHARPS-NソーラーRVを支配する
| Title |
The_magnetically_quiet_solar_surface_dominates_HARPS-N_solar_RVs_during_low_activity |
| Authors |
Ben_S._Lakeland_and_Tim_Naylor_and_Rapha\"elle_Haywood_and_Nad\`ege_Meunier_and_Federica_Rescigno_and_Shweta_Dalal_and_Annelies_Mortier_and_Samantha_J._Thompson_and_Andrew_Collier_Cameron_and_Xavier_Dumusque_and_Mercedes_L\'opez-Morales_and_Francesco_Pepe_and_Ken_Rice_and_Alessandro_Sozzetti_and_St\'ephane_Udry_and_Eric_Ford_and_Adriano_Ghedina_and_Marcello_Lodi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16076 |
\textit{太陽力学観測所}(SDO/HMI)に搭載された太陽地震・磁気イメージャーからの画像を使用して、対流の青方偏移の抑制と、通過する明るい斑点と暗い黒点から生じる動径速度(RV)信号を抽出します。回転する太陽円盤。私たちは、HARPS-N太陽供給によって観測された同時の動径速度からこれらの回転変調された磁気活動の寄与を除去し、磁気的に静かな太陽表面から生じる動径速度時系列(「非活動領域動径速度」)を生成します。非活動領域の動径速度の変動レベルは、ほぼ7年間のベースラインにわたって一定のままであり、よく知られている活動指標との相関関係を示さないことがわかりました。RMSが約1m/sであるため、不活動領域の動径速度時系列は、太陽周期24の衰退期におけるRV変動の合計の大半を占めます。最後に、不活動領域の動径速度の変動振幅とタイムスケールを次の式と比較します。超造粒のシミュレーション。我々は、不活動領域の動径速度とシミュレーションされた時系列の間に一貫性があることを発見し、超粒状化が全体的な太陽動径速度の変動に大きく寄与しており、太陽極小期に向けた変動の主な原因である可能性があることを示しています。この研究では、地球の双子を検出するための重要な障壁として超粒状化が強調されています。
重力の代替（または修正）理論に関するいくつかのコメント
約30年前にルーベンアルドロヴァンディが行ったセミナーがこのテキストの動機となっており、一般相対性理論を修正する理論の構築についていくつかの考察が行われています。ブランズ・ディッケと単モジュラー重力という2つの特定のケースが非常に定性的な方法で議論され、一般相対性理論の最も顕著な問題のいくつか、特にトランスプランク物理学と宇宙論的定数問題にどのように対処できるかを示します。
再加熱におけるベクターの役割
| Title |
The_Role_of_Vectors_in_Reheating |
| Authors |
Marcos_A._G._Garcia,_Kunio_Kaneta,_Wenqi_Ke,_Yann_Mambrini,_Keith_A._Olive,_Sarunas_Verner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14794 |
私たちは、再加熱プロセス中のベクトルボソンの役割に関するさまざまな側面を調査します。一般に、再加熱はインフレトン凝縮物の振動期間中に発生し、輻射浴の発展はインフレトンの状態方程式に依存します。二次最小値に関する振動の場合、状態方程式パラメーター$w=p/\rho=0$、およびスケールファクターに関する温度の変化$T(a)$は、インフレトン崩壊生成物。ただし、$w>0$の場合はスピン依存性があるため、ここではインフレトンがベクトルボソンに崩壊または散乱する場合の進化を考えます。また、潜在的な暗黒物質候補としてのベクトル粒子の重力による生成も調査します。重力による生成は主に縦モードによって発生します。これらの結果を重力によるスカラー生成と比較します。
パルサーの無効化とアクシオン雲からの真空電波放射
| Title |
Pulsar_Nulling_and_Vacuum_Radio_Emission_from_Axion_Clouds |
| Authors |
Andrea_Caputo,_Samuel_J._Witte,_Alexander_A._Philippov,_Ted_Jacobson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14795 |
非相対論的アクシオンはパルサーの極冠で効率的に生成され、重力で束縛されたアクシオンの密な雲が形成されます。今回我々は、このようなアクシオン雲とパルサー磁気圏の電気力学との相互作用を、特にアクシオン雲の影響が最も顕著になると予想される極冠における力学に焦点を当てて調査する。十分に軽いアクシオン$m_a\lesssim10^{-7}$eVの場合、アクシオン雲が粒子の加速とペア生成に関与する局所的な電場を時折遮蔽し、パルサー固有の電波放射の周期的な無効化を引き起こす可能性があることを示します。アクシオンの質量が大きくなると、アクシオン場の小規模な変動により、電気力学に対するアクシオンの逆反応が抑制される傾向があります。しかし、我々は、中性子星表面近くの真空の短命領域におけるアクシオンのインコヒーレントな振動が狭い電波線を生成する可能性があり、これが以前の研究で特定されたプラズマ共鳴放射プロセスに補完的な電波放射源を提供することを指摘する。。この研究は磁気圏でのペア生成に対する先行次数補正に焦点を当てていますが、アクシオン逆反応が非線形になると、これらのシステムの電気力学に劇的な偏差が存在する可能性があると推測しています。
二次重力における幽霊の不在について
各計量に関連付けられた二次リッチ曲率項を含む、重力のバイメトリック理論の拡張が考慮されます。Boulware-Deserゴーストの問題が分析されます。ハミルトニアン制約が導出され、二次制約の存在が示され、理論にゴーストがないことが証明されます。
カーを超えたブラックホール分光法: 次世代干渉計による不可知論的で理論に基づいたテスト
| Title |
Black_hole_spectroscopy_beyond_Kerr:_agnostic_and_theory-based_tests_with_next-generation_interferometers |
| Authors |
Andrea_Maselli,_Sophia_Yi,_Lorenzo_Pierini,_Vania_Vellucci,_Luca_Reali,_Leonardo_Gualtieri,_Emanuele_Berti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14803 |
ブラックホール分光法は、強磁場領域で重力をテストし、コンパクトな物体の性質を調べるためのクリーンで強力なツールです。アインシュタイン望遠鏡やコズミック・エクスプローラーなどの次世代の地上検出器は、大きな信号対雑音比で数千のバイナリブラックホール合体を観測し、残存ブラックホールの準正規モードの周波数と減衰時間を正確に測定できるようになります。以前の研究では、一般相対性理論を超えた回転ブラックホールの準正規モードスペクトルの観測ベースのパラメータ化(ParSpec)を開発しました。この論文では、このパラメータ化を使用して次の質問をします。次世代の検出器は、天体物理学的に動機付けられた集団からの連星合体の複数の観測を積み重ねることによって、カースペクトルからの逸脱を検出または抑制できるか?我々は、(i)不可知論的(ヌル)テストと、(ii)特定の修正重力理論における準正規周波数計算を利用する理論ベースのテストという2つのテストファミリーに焦点を当てます。特に、2つの二次重力理論(アインシュタインスカラーガウスボンネットと動的チャーンシモンズ重力)および一般相対性理論のさまざまな有効場理論に基づく拡張を検討します。一般相対性理論に対する仮説修正をロバストに推論するには、低速回転展開を高次に押し上げる必要があることがわかりました。高次の展開が利用可能な場合でも、リングダウン観測だけでは、次元結合定数を含む理論のカースペクトルからの偏差を測定するには十分ではない可能性があります。これは、制約が「軽い」ブラックホール残骸によって支配されており、リングダウンで十分に高い信号対雑音比を持つものはほとんどないためです。次世代検出器を用いたブラックホール分光法は、残存ブラックホールの質量とスピンについての事前知識を前提としている限り、無次元結合を伴う理論に厳しい制約を設定できる可能性があります。
因果集合論が宇宙論の未解決の疑問にどのように役立つかについて、ずっと知りたかったけど聞くのが怖かったすべてのこと
| Title |
Everything_You_Always_Wanted_to_Know_About_How_Causal_Set_Theory_Can_Help_with_Open_Questions_in_Cosmology,_but_Were_Afraid_to_Ask |
| Authors |
Yasaman_K._Yazdi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14881 |
私たちは、量子重力に対する因果集合論のアプローチを利用してこれまで解決されてきた、または潜在的に解決される可能性がある宇宙論における未解決の疑問を簡単に調査します。私たちの議論には、暗黒物質や暗黒エネルギーから原始量子ゆらぎや地平線エントロピーに至るまでのトピックが含まれます。因果集合論におけるこれらの宇宙論的に関連する作業の方向性をすべて1か所にまとめることで、この重要な研究テーマの鳥瞰図を提供したいと考えています。
1982 年から 2022 年にわたる長期空間的に連続した太陽誘起蛍光 (LCSIF) の再構成
| Title |
Reconstruction_of_a_Long-term_spatially_Contiguous_Solar-Induced_Fluorescence_(LCSIF)_over_1982-2022 |
| Authors |
Jianing_Fang,_Xu_Lian,_Youngryel_Ryu,_Sungchan_Jeong,_Chongya_Jiang,_Pierre_Gentine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14987 |
衛星観測による太陽誘起クロロフィル蛍光(SIF)は、陸上生態系の光合成特性を診断するための強力な手段です。これらの衛星検索の空間的および時間的解像度は向上しているにもかかわらず、SIFの記録は主に最近10年間に限られており、生態系の機能と構造の長期的な動態を検出する際の応用が妨げられています。この研究では、AdvancedVeryHigh-ResolutionRadiometer(AVHRR、1982-2022)とMODerate-resolutionImagingSpectroradiometer(MODIS、2001-2022)の両方から利用可能な2つの表面反射率バンド(赤色と近赤外)を利用します。重要なのは、重複期間中にAVHRRバンドをMODIS対応バンドに対して校正し、軌道修正することです。次に、長期のバイアス補正された反射率データを使用して、AVHRRとMODISを使用して周回炭素天文台2号のSIFを再現するニューラルネットワークが構築され、1982年から2022年の全期間にわたって地球規模でSIFをマッピングするために使用されます。4つの反射率バンドに依存する以前のMODISベースのCSIF製品と比較して、当社の2バンドベースの製品は同様のスキルを備えていますが、バイアス補正されたAVHRR期間まで拡張できるという利点があります。広く使用されている3つの植生指数(NDVI、kNDVI、NIRv、すべて赤色および近赤外帯域に経験的に基づいている)とさらに比較すると、LCSIFと衛星SIFおよびサイトレベルのGPP推定値とのより高いまたは同等の相関関係が植生タイプ全体にわたって示され、より高い相関関係が保証されます。陸上光合成を表現するためのLCSIFの能力。世界的に見て、LCSIF-AVHRRは1982年以来加速する上昇傾向を示しており、1982年から2000年の平均速度は10年あたり0.0025mWm-2nm-1sr-1、2000年の間は10年あたり0.0038mWm-2nm-1sr-1でした。2001年から2022年まで。私たちのLCSIFデータは、生態系の光合成の長期的な動態とその根底にある駆動プロセスをより深く理解する機会を提供します。
地球で止まる私たちの暗黒物質
| Title |
Our_Dark_Matter_Stopping_in_the_Earth |
| Authors |
H.B._Nielsen_(Niels_Bohr_Institut)_and_Colin_D._Froggatt_(Glasgow_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14996 |
私たちはしばらくの間、暗黒物質のモデルに取り組んできました。このモデルでは、暗黒物質は、領域の圧力に抵抗するために、ダイヤモンドなどの通常の物質によって汲み上げられた、新しい推定タイプの真空の小さな泡で構成されています。2つの真空を隔てる壁。ここで私たちは、そのような巨視的な真珠が大気や地球を通過することで周囲の塵がどのように除去されるのか、またその分布が停止点の深さと地球から放出される放射線の分布の関数としてどのようなものになるのかについての考えを提案します。彼ら。私たちのモデルでは、地球への通過中に励起された後、3.5keVの電子と光子を放射すると仮定します。このような放射線分布の推定の目的は、地球物質に衝突するダークマターを探求するすべての地下実験の中で、ダークマターの証拠が確認されたのはDAMA-LIBRA実験だけであるという、真に謎めいた事実を説明することである。これは固体NaIシンチレーターに基づいた実験であり、深さは1400mとかなり深いです。主要な放射線が比較的深いDAMA-LIBRAサイトに現れるように配置し、暗黒物質パールがキセノンベースの実験におけるキセノンなどの流体の中で停止できないことを説明できることが私たちのポイントです。
宇宙定数を用いた高次元時空における不均一宇宙論の研究
| Title |
Studies_of_the_Inhomogeneous_Cosmology_in_Higher_Dimensional_space-time_with_a_Cosmological_Constant |
| Authors |
D._Panigrahi,_S._Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15114 |
私たちは正の宇宙定数を持つカルーザ・クライン時空における不均一宇宙論を研究してきました。積分定数に応じて、2種類の解を導き出しました。次元縮小は、すべての解に対する正の宇宙定数の計量の曲率に応じて、余分な次元スケール係数で可能です。現在の観測可能な宇宙における高いエントロピー値と、余剰次元の減少による$4D$世界における物質漏洩の可能性についても議論されています。私たちのソリューションは、宇宙の初期の減速と後期の加速の性質を示しています。調査結果は、よく知られたRaychaudhuri方程式によって検証されます。
乱流リコネクションアウトフローにおけるエネルギー散逸に関連する運動スケールのトポロジカル構造
| Title |
Kinetic-Scale_Topological_Structures_Associated_with_Energy_Dissipation_in_the_Turbulent_Reconnection_Outflow |
| Authors |
S._Y._Huang,_J._Zhang,_Q._Y._Xiong,_Z._G._Yuan,_K._Jiang,_S._B._Xu,_Y._Y._Wei,_R._T._Lin,_L._Yu,_Z._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15129 |
地球磁気尾部の前例のない高解像度データを取得する磁気圏マルチスケール（MMS）ミッションを支援し、局所流線トポロジー分類手法を適用して、乱流リコネクション流出における磁場トポロジー構造の速度論的スケールでの分類を調査します。磁場勾配テンソルだけでなく、速度勾配テンソルの歪み部分と回転部分の間に強い相関があることがわかります。強いエネルギー散逸は磁気応力または電流密度が高い領域で起こりやすく、これは主にO型トポロジーによって寄与されます。これらの結果は、O型トポロジーを備えた運動構造が、乱流リコネクション流出におけるエネルギー散逸においてより重要な役割を果たしていることを示しています。
スケール不変真空 (SIV) 理論: 暗黒物質と暗黒エネルギーの起源の可能性
| Title |
The_Scale-Invariant_Vacuum_(SIV)_Theory:_A_Possible_Origin_of_Dark_Matter_and_Dark_Energy |
| Authors |
Andre_Maeder_and_Vesselin_G._Gueorguiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15391 |
スケール不変真空(SIV)理論は、巨視的な空の空間はスケール不変であるという基本仮説に基づいています。この仮説は可積分ワイル幾何学の文脈で適用され、スケール共変の宇宙論的方程式の大幅な単純化につながります。最初の爆発とブレーキ段階の後、宇宙論モデルは膨張が継続的に加速していることを示しています。SIV宇宙論のいくつかの観測テストが実行されます。$H_0$と宇宙年齢の関係、SNIaデータの$m-z$図とクエーサーとGRBによる$z=7$への拡張、および$H(z)$と$z$の関係。すべての比較では、SIVの予測と観測値が非常によく一致していることがわかります。赤方偏移ドリフトの将来の観測に関する予測も提供されます。弱磁場近似では、運動方程式には古典的なニュートン項に加えて、速度に応じた加速度項(通常は非常に小さい)が含まれます。二体問題が研究され、古典的な円錐曲線のゆっくりとした展開が示されます。新しい方程式は、銀河団、回転銀河(修正ニュートン力学(MOND)とのいくつかの近接性が注目されています)、天の川銀河内の星の年齢に対する速度分散、および銀河の成長に適用されています。宇宙の密度変動。我々は、宇宙論とニュートン近似におけるSIV仮説の力学的効果の類似性を指摘します。どちらの場合も、動きの方向に追加の加速が発生します。宇宙論では、これらの効果は現在暗黒エネルギー仮説の観点から解釈されていますが、ニュートン近似では暗黒物質(DM)仮説の観点から説明されています。これらの仮説は、SIVの文脈ではもはや必要ではないと思われます。
有限磁場における近似結合クラスター法 CC2 および CC3
| Title |
The_approximate_Coupled-Cluster_methods_CC2_and_CC3_in_a_finite_magnetic_field |
| Authors |
Marios-Petros_Kitsaras,_Laura_Grazioli,_Stella_Stopkowicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15455 |
この論文では、有限磁場における分子のコンテキストにおけるCC2とCC3の実装について報告します。この方法は、高度に磁化された白色矮星(WD)の大気の研究のための分光予測と幾何学最適化を通じて、原子と分子の研究に適用されます。我々は、基底状態の有限場(ff)CC2が、エネルギー、特に幾何学的特性に関してCCSDに代わる合理的な代替手段であることを示します。励起状態では、ff-CC2は単一励起特性が支配的な状態で良好に機能することが示されています。ただし、励起状態の波動関数が基準に対して二重励起特性を持つ場合、ff-CC2は容易にFf-CC3を使用できますが、CCSDTの動作を非常によく再現し、より大きなシステムの処理を可能にすることが示されています。高い精度。
一般的な極端な質量比吸気による潮汐加熱の検出
| Title |
Detecting_the_tidal_heating_with_the_generic_extreme-mass-ratio_inspirals |
| Authors |
Tieguang_Zi,_Chang-Qing_Ye_and_Peng-Cheng_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15532 |
古典的なブラックホールの地平線は、一方向の膜として機能し、フラックスを完全に吸収することができる連星天体の動的進化において重要な役割を果たします。この現象に起因する潮汐加熱は、重力波(GW)の生成に顕著な影響を及ぼします。この影響は、モデルに依存しない大質量天体の性質の調査に利用できます。この論文では、極質量比吸気（EMRI）に、反射面を持つ巨大なエキゾチックコンパクト天体（ECO）の周りを周回する恒星質量のコンパクト天体が含まれていると仮定して、一般的なEMRI軌道からGWを計算します。ブラックホール時空の正確かつ解析的なフラックス公式を使用して、反射率パラメーターを組み込むことで、これらの公式をECO表面付近に適合させました。断熱近似の下では、軌道パラメータを発展させてEMRI波形を計算できます。回転している物体と回転していない物体の潮汐加熱の効果を利用して、不一致とフィッシャー情報行列を計算することで、O(10^-4)のレベルで表面の反射率を制限できます。
重力波データ解析の新時代の幕開け: 人工知能による宇宙の謎の解明 -- 体系的なレビュー
| Title |
Dawning_of_a_New_Era_in_Gravitational_Wave_Data_Analysis:_Unveiling_Cosmic_Mysteries_via_Artificial_Intelligence_--_A_Systematic_Review |
| Authors |
Tianyu_Zhao,_Ruijun_Shi,_Yue_Zhou,_Zhoujian_Cao,_Zhixiang_Ren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15585 |
背景:人工知能(AI)は、その膨大な機能により、特に大規模言語モデルのような洗練されたモデルの台頭により、私たちの日常のやり取りに不可欠な部分となっています。これらの進歩は、人間と機械の相互作用を変革しただけでなく、さまざまな科学分野における重要なブレークスルーへの道を切り開きました。レビューの目的:このレビューは、重力波データ解析(GWDA)の分野におけるAI、特に深層学習の重大な影響を解明することに重点を置いています。私たちは、従来のGWDA手法が直面する課題と、精度、リアルタイム処理、適応性の向上を約束するAIが希望の光としてどのように出現するかを強調することを目指しています。レビューの主要な科学的概念:重力波(GW)波形モデリングは、GW研究分野の基礎として機能し、これらの宇宙現象の複雑なパターンと特徴をシミュレートおよび解釈するための洗練された方法として機能します。このモデリングにより、重力波を生成する天体物理現象についての深い理解が得られます。次に重要なのがGW信号検出です。これは広範なデータセットを注意深く調べて、本物の重力波信号をバックグラウンドノイズの不協和音から区別する洗練された技術です。この検出プロセスは、観察されたイベントの信頼性を確保する上で極めて重要です。これを補完するのがGWパラメータ推定です。これは、検出された信号をデコードし、波の特性と起源についての洞察を提供する重要なパラメータを抽出するために複雑に設計された方法です。最後に、GW科学へのAIの統合が変革力として浮上しました。AI手法は、膨大な計算能力と高度なアルゴリズムを活用して、GW研究におけるデータ分析の効率、精度、適応性を強化し、この分野におけるイノベーションと発見の新時代を到来させます。
偶数と奇数の代替分散とそれ以降。パート II。非慣性粒子と慣性粒子、および天体物理学のキラリティーの類推
偶奇交互分散(パートIで紹介)によるキャリア内での粒子輸送を調査します。コルテヴェッグ・ド・フリース(KdV)のような3次分散の場合、このような交互分散は、衝撃特異点の形成から速度を規則化する(したがって、粒子クラスタリングの強度が減衰する)だけでなく、振動を対称化する(したがって、粒子密度の対応する歪度など）を数値的に示します。このような分散の効果と結果(特に粒子輸送に対する)と、バーガー乱流のヘリシティの影響との類似性は、天体物理学と宇宙論の文脈で扱われ、モデルの照明と促進のために行われます。多くの詳細の中でも、粒子輸送の研究から得られるものは、大規模な$k$指数関数的減衰の前の(漸近的な)$k^0$スケーリング(波数$k$s間の等分配)を理解できることです。KdVソリトンのパワースペクトル(「ディラックデルタがステップ関数の微分であるのと同様に、ソリトンは古典的衝撃の微分である」というステートメントに帰着します)。粒子密度の同じスケーリングの説明によって動機付けられます。粒子のクラスタリングによるディラックデルタの見かけの近似として。一方、aKdVの偶奇交互分散からの「ショクリトン」は、確かに$shock\oplussoliton$であるように見えます。したがって、平均奇数モードスペクトルを正弦波初期場から$k^{に分解したものになります。衝撃の-2}$部分とソリトニックパルスの$k^0$スケーリング部分であり、平均化された偶数モードスペクトルには後者のみが含まれます。
天体からの ALP 媒介暗黒物質モデルの境界
私たちは、中性子星や褐色矮星などの天体からの暗黒物質メディエーターとしてのアクシオン様粒子（ALP）からの信号を研究してきました。多重散乱捕捉プロセスを使用して、天体内部のダークマターの蓄積を考察します。暗黒物質の消滅によるALPの生成は、天体から漏れ出し、地球に到達する前にガンマ線とニュートリノに崩壊する可能性があります。FermiとH.E.S.Sからのガンマ線観測と、IceCubeとANTARESからのニュートリノ観測を使用してモデルを調査します。効果的なラグランジュ手法により、ALP-光子結合およびALP-フェルミオン結合に制約を設けることができます。ガンマ線チャネルでは、我々の結果は、ALPの既存の限界を1～2桁改善します。ニュートリノ束による制約によりパラメーター空間のかなりの部分が除外されますが、パラメーター空間の残りの部分は将来の実験によってアクセス可能です。
あなたがどこにいるのか不思議です: LIGO-Aundha を含む IGWN を使用して合体する連星中性子星源を特定する
| Title |
How_I_wonder_where_you_are:_pinpointing_coalescing_binary_neutron_star_sources_with_the_IGWN,_including_LIGO-Aundha |
| Authors |
Sachin_R._Shukla,_Lalit_Pathak,_Anand_S._Sengupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15695 |
インドの重力波検出器であるLIGO-Aundha(A1)は、IGWNに参加し、2030年代初頭に運用を開始する予定です。我々は、適度に高いSNRを持つ合体BNSソースから入ってくる過渡信号の方向を決定する精度に対するA1の影響を研究します。A1の感度、有効帯域幅、デューティサイクルは、複数の検出器試運転ラウンドを通じて段階的に改善され、望ましい「LIGO-A+」設計感度が達成されると考えられます。この目的のために、2つの異なるノイズPSDの下でA1を検査します。1つはLIGOHanfordおよびLivingston検出器のO4実行中の条件を反映し、初期の試運転段階をシミュレートし、もう1つはA+設計感度を表します。包括的な分析のために、上記の感度でのA1のさまざまなデューティサイクルを考慮します。適度な$20\%$デューティサイクルのO4感度でも、IGWNにA1を追加すると、中央値の空位置推定誤差($\Delta\Omega_{90\%}$)が$15\%$減少することがわかります。$5.6$~平方~度まで設計感度と$80\%$デューティサイクルでは、この誤差は$2.4$~sq.~degにさらに縮小し、84\%の発生源は$10$~sq.~degの公称誤差ボックス内に局在化します。信号がA1の閾値を下回る最悪のシナリオでも、BNS音源の位置特定の不確実性を軽減する上でその重要な役割を実証しました。私たちの結果は、最近開発されたメッシュフリー近似支援高速ベイジアン推論パイプラインを使用して、検出器の異種ネットワークに注入されたシミュレート信号を使用した大規模なベイジアンPEスタディから得られます。すべての検出器について、地震遮断周波数を10Hzとみなします。また、実際のデータに注入されたいくつかのGWTCのようなイベントに対する空の位置特定の仮説的な改善を提示し、光度距離と傾斜角パラメーターの間の縮退を解決する際のA1の役割を実証します。
超極限カー円盤による降着と重力の理論の検証
| Title |
Testing_theories_of_accretion_and_gravity_with_super-extremal_Kerr_discs |
| Authors |
Andrew_Mummery,_Steven_Balbus,_Adam_Ingram |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15742 |
X線バンド全体で観察される降着ブラックホールの熱連続放射のフィッティングは、天体物理学的ブラックホールの特性(質量とスピン)を制約する基本的な手段の1つを表します。軟状態の銀河X線連星の最近の「連続体フィッティング」研究では、従来のモデルに設定された事前限界($a_\star=0.9999$)内に収まる最適な無次元スピン値が発見されました。これらの結果が堅牢であることは非常に重要であり、従来の降着モデルにおけるこれらの事前限界や欠陥の存在のみの結果ではありません。これらの結果に動機づけられて、我々は、任意のスピンパラメータ$a_\star$のカー幾何学で有効な薄い降着円盤解で構成されるXSPECモデルであるsuperkerrを導出し、提示します。これは、ブラックホール($|a_\star|)に対してのみ有効な以前のモデルを拡張します。1ドル未満）。$|a_\star|による「超極限」時空へのこの拡張>1$には、ブラックホールではなく、裸の特異点の周りで進化する円盤を記述するソリューションが含まれています。これらの裸の特異点は、アインシュタインの場方程式の有効な解ではありますが、自然界に存在するとは予想されていません。カースピンパラメータ$1<a_\star<5/3$の「測定」が、標準降着理論または重力理論のいずれかにおける再考の必要性に対する説得力のある証拠をどのように提示するのかについて議論します。
連星系からの重力波を利用して奇妙な星の存在を特定する可能性
| Title |
Prospects_of_identifying_the_presence_of_Strange_Stars_using_Gravitational_Waves_from_binary_systems |
| Authors |
Bikram_Keshari_Pradhan,_Swarnim_Shirke,_and_Debarati_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15745 |
自己結合した奇妙な星の存在は、天体物理学における長年の謎です。将来の天体物理データは、たとえ精度が向上したとしても、観測および理論モデリングの不確実性を考慮すると、中性子星と区別できない可能性があります。この研究では、連星コンパクト星系からの重力波を使用して、奇妙な星と中性子星を区別するユニークな戦略を提案します。我々は、fモード周波数と潮汐変形を結び付ける経験的関係が、状態方程式に関係なく、2つのクラスの小型天体で異なることを示します。したがって、次世代検出器を使用して、コンパクト連星合体の吸気相からのfモード周波数と潮汐変形能を同時に測定することで、奇妙な星の存在を示す決定的な証拠を提供できる可能性があります。これは、重力波物理学だけでなく、核物理学や高エネルギー物理学などの学際的な分野にも重大な影響を与えるだろう。
高密度プラズマと真空の界面における有効放射重力加速について
| Title |
On_effective_radiational_gravity_acceleration_at_the_interface_of_dense_plasmas_and_vacuum |
| Authors |
A._Asma,_Ch._Rozina,_I._Zafar_and_S._Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15798 |
高密度放射電磁放射圧力(DEMRP)の存在下で、高密度かつ低温の磁化非圧縮性電子イオンプラズマの界面で放射重力表面波を調査します。不均一な埋め込みはプラズマと真空の界面で報告されています。DEMRPは表面波を安定させることがわかっていますが、特定のケースでは、摩擦の不安定性によって表面波の成長速度を高める傾向があります。重力放射線の群速度は波長の関数であることが示されています。得られた分析結果は、DEMRPの関数として数値とグラフの両方で表示されます。DEMRPを組み込むと、荷電表面波現象の全く異なる分散特性が導入される可能性があることを示しています。DEMRPの存在下で得られる放射重力波の周波数は高周波電波の範囲内にあることが数値的に示されていますが、希少な実験室プラズマの場合、これらの波の周波数は高周波電波の範囲内にあることがわかります。電磁放射スペクトルの非常に低い周波数の電波。この研究は、中性子星や白色矮星のような高密度の天体物理システムにおける電磁放射線の重力の側面を強化する可能性があります。
| Title |
Mixed_scalarization_of_charged_black_holes:_from_spontaneous_to_non-linear_scalarization |
| Authors |
Zakaria_Belkhadria_and_Alexandre_M._Pombo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15850 |
スカラー化ブラックホール(BH)は、拡張スカラーテンソル理論において、自発的スカラー化(BHが線形摂動に対して不安定な場合)または非線形スカラー化を通じて動的に形成されることが示されています。後者では、線形に安定したBHは、十分に摂動されるとスカラー化を引き起こす可能性があります。ただし、これらの現象は互換性がないわけではなく、混合スカラー化も可能です。この研究の目的は2つあります。1つは、アインシュタイン・マクスウェル・スカラーモデルのファミリーで混合スカラー化を研究することです。次に、結合パラメータの1つがスカラー化を生成するものと反対の符号を持つ場合に発生する逆スカラー化の影響を調べます。どちらの目的も、混合スカラー化の存在領域を構築して調べることで解決されます。非線形スカラー化よりも自発的スカラー化が全体的に優勢であることが観察されます。熱力学的には、標準的なスカラー化(自発的または非線形)よりも混合に対するエントロピカルな優先順位が存在します。逆スカラー化の存在下では、スカラー粒子の質量/正の自己相互作用項の効果を模倣して、スカラー化のクエンチが発生します。
陽子/中性子のタグ付けを伴う LHC での陽子と酸素の衝突を使用したハドロンシャワーの制約モデル
地球の大気を貫く宇宙線によって生成されるハドロンシャワーの研究は、宇宙から発生して地球に到達する高エネルギー粒子の起源と特徴を解明するために不可欠です。CERNの大型ハドロン衝突型加速器では、ハドロンシャワーのモデル化を改良するために、2024年に予想されるLHCラン3の最終年に向けて陽子と酸素の短期衝突を実施する計画があります。この研究では、フォトン、ポメロン、パイオンなどの色の中立的な物体によって促進される相互作用を測定することにより、ハドロンシャワーの制約モデルに対する潜在的な影響を調査します。これらの相互作用は、多くの場合、前方速度で生成される高エネルギー陽子または中性子によって特徴付けられ、これらのイベントの検出および分析は、前方中性子および陽子用の専用の検出器を使用することによって可能になります。
宇宙認定シリコンフォトニック変調器および回路
| Title |
Space_Qualifying_Silicon_Photonic_Modulators_and_Circuits |
| Authors |
Dun_Mao,_Lorry_Chang,_Hwaseob_Lee,_Anthony_W._Yu,_Bennett_A._Maruca,_Kaleem_Ullah,_William_H._Matthaeus,_Michael_A._Krainak,_Po_Dong,_and_Tingyi_Gu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15870 |
放射線耐性と性能マトリックスを維持しながらフォームファクターを削減することがアビオニクスの目標です。マイクロエレクトロニクスでは、トランジスタのサイズと耐放射線性の間の妥協点がコンセンサスに達していますが、光学素子のサイズと性能のバランスは追求されておらず、最終的には宇宙搭載フォトニック機器の容量と重量の比率が制限されることになります。ここで我々は、光集積回路（PIC）の最初の宇宙実験を実施し、高エネルギー荷電粒子の重要な役割を明らかにしました。一年にわたる宇宙放射線はキャリアの移動度を変化させませんが、自由キャリアの寿命を短縮し、その結果、電気光学変調効率は変化せず、光電子帯域幅は十分に拡張されます。テストされたPIC変調器の多様性と統計は、テラビット通信および衛星間測距用の軽量宇宙端末に向けて、小さな設置面積の変調器と複雑なルーティング導波路を備えたPIC送信機のシールドの最小限の要件を示しています。
クォークの非閉じ込めにおけるハイペロンポテンシャルと対称エネルギーの影響
| Title |
Effects_of_hyperon_potentials_and_symmetry_energy_in_quark_deconfinement |
| Authors |
Rajesh_Kumar,_Krishna_Aryal,_Alexander_Clevinger,_Veronica_Dexheimer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15968 |
この書簡では、低密度での測定に対応する最近の核実験の結果が、高密度での状態方程式にどのような影響を及ぼし、粒子組成を変化させ、最終的にはクォーク物質への閉じ込めに影響を与える可能性があるかについて議論します。特に、ハイペロンポテンシャルの飽和値はハイペロンの含有量に影響を与えますが、飽和時の対称エネルギーは状態方程式の剛性がアイソスピンに伴ってどのように変化するかを直接制御します。私たちは、核子、ハイペロン、クォークを記述するカイラルモデルを利用して、中性子星などの天体物理条件が、高密度物質におけるこれら2つの量の影響を研究するための理想的な基盤をどのように提示するかを示します。この場合、小さな電荷分率/大きなアイソスピン非対称性の場合、異なる対称エネルギー勾配を再現するカップリングにより、脱閉じ込めが大幅に変更され、脱閉じ込めポテンシャルに応じて臨界化学ポテンシャルが量的に変化します。一方、ハイペロンポテンシャルを制御するパラメーターの値が異なっていても、閉じ込め解除には大きな影響を与えません。
IMRPhenomXP_NRTidalv2: 改良された周波数領域歳差運動連星中性子星波形モデル
| Title |
IMRPhenomXP_NRTidalv2:_An_improved_frequency-domain_precessing_binary_neutron_star_waveform_model |
| Authors |
Marta_Colleoni,_Felip_A._Ramis_Vidal,_Nathan_K._Johnson-McDaniel,_Tim_Dietrich,_Maria_Haney,_Geraint_Pratten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.15978 |
我々は、連星中性子星の合体によって放出される信号を解析するための2つの新しい周波数領域重力波形モデル、IMRPhenomXAS_NRTidalv2とIMRPhenomXP_NRTidalv2を紹介します。どちらのモデルもパブリックアルゴリズムライブラリLALSuiteを通じて利用でき、物質効果を含むIMRPhenomXモデルの最初の拡張を表します。ここでは、これら2つのモデルが現象学的先行モデルであるIMRPhenomD_NRTidalv2およびIMRPhenomPv2_NRTidalv2と比較して、効率と精度が大幅に向上していることを示します。新しいモデルの計算効率は、以前にバイナリブラックホールモデルに適用されていたのと同じマルチバンド手法を適用することで実現されます。さらに、IMRPhenomXP_NRTidalv2は、ツイストアップ構造における二重スピン効果や、オプションで物質効果を含む歳差運動のより正確な記述を実装します。後者は、ニュートン後の歳差運動方程式の数値積分を使用するオプションを通じて利用できます。新しい歳差運動記述により、歳差運動する連星中性子星の数値相対性理論シミュレーションで観察される現象学をモデルがよりよく再現できることを示します。最後に、GW170817の再解析や、高回転成分を持つ非歳差運動連星中性子星の数値相対性理論波形を用いた模擬観測の研究など、ベイズパラメータ推定研究への新しいモデルの応用例をいくつか紹介します。このような場合、新しいモデルによる結果の違いはごくわずかであることがわかります。それにもかかわらず、前述の改良のおかげで、新しいモデルは、合体する連星中性子星の将来の検出を研究するための貴重なツールとなります。
膨張する宇宙におけるスカラー粒子のシュウィンガー生成に対する量子動力学的アプローチ
私たちは、量子力学的なアプローチで、膨張する宇宙における均一電場によるスカラー荷電粒子のシュウィンガー対の生成を研究します。共形時間におけるモード方程式のWentzel-Kramers-Brillouin解に基づいてスカラー場に断熱真空を導入し、ボゴリュボフ係数の形式主義を適用して3つの実際の運動関数に対する量子ウラソフ方程式系を導出します。以前に文献で報告された類似の方程式系と比較して、新しい方程式系には2つの利点があります。まず、その解は大きな運動量でより速い減少を示すため、数値計算により適しています。第2に、消失電場における共形的に結合した質量のないスカラー場の場合には粒子の生成は予測されません。つまり、系の共形対称性が尊重されます。生成された粒子の電流とエネルギー運動量テンソルにおける紫外発散を特定し、それらをキャンセルするために対応する逆項を導入します。
Advanced LIGO-Virgo の第 3 回観測の後半からの太陽質量ブラック ホール候補 SSM200308 の解析
| Title |
Analysis_of_the_subsolar-mass_black_hole_candidate_SSM200308_from_the_second_part_of_the_third_observing_run_of_Advanced_LIGO-Virgo |
| Authors |
Marine_Prunier,_Gonzalo_Morr\'as,_Jos\'e_Francisco_Nu\~no_Siles,_Sebastien_Clesse,_Juan_Garc\'ia-Bellido_and_Ester_Ruiz_Morales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16085 |
LIGO-Virgo-KAGRA共同研究の第3回観測の後半で特定された太陽系下ブラックホール候補の追跡調査が行われた。検索信号対雑音比が$8.90$、誤警報率が5年に1件と、重力波現象を主張するための通常の閾値に近いため、雑音の発生源を除外することはできません。SSM200308と呼ばれるこの候補の完全なベイジアンパラメーター推定により、信号がコンパクトなバイナリ合体から発生している場合、成分の質量は$m_1=0.62^{+0.46}_{-0.20}M_{\odot}$および$であることが明らかになります。m_2=0.27^{+0.12}_{-0.10}M_{\odot}$(90%信頼区間)であり、少なくとも1つの成分が確実に太陽系外にあり、中性子星の最小質量を下回っています。これは、信号が標準的な連星中性子星から来ているという仮説を破棄します。2つのLIGO検出器間の信号コヒーレンステストは、コンパクトな物体の合体起点をサポートします。
